Un observatoire est une institution scientifique dans laquelle des employés - des scientifiques de diverses spécialités - observent les phénomènes naturels, analysent les observations et continuent d'étudier ce qui se passe dans la nature sur leur base.
Les observatoires astronomiques sont particulièrement fréquents : on les imagine généralement quand on entend ce mot. Ils explorent les étoiles, les planètes, les grands amas d'étoiles et d'autres objets spatiaux.
Mais il existe d'autres types de ces institutions :
- géophysique - pour étudier l'atmosphère, les aurores, la magnétosphère terrestre, les propriétés des roches, l'état de la croûte terrestre dans les régions sismiquement actives et d'autres problèmes et objets similaires;
- auroral - pour étudier les aurores boréales;
- sismique - pour un enregistrement continu et détaillé de toutes les fluctuations de la croûte terrestre et leur étude;
- météorologique - pour étudier les conditions météorologiques et identifier les modèles météorologiques ;
- les observatoires de rayons cosmiques et un certain nombre d'autres.
Où sont construits les observatoires ?
Des observatoires sont construits dans les zones qui donnent aux scientifiques le maximum de matériel de recherche. 
Météorologique - dans tous les coins de la Terre ; astronomique - dans les montagnes (où l'air est propre, sec, non "aveuglé" par l'éclairage de la ville), observatoires radio - au fond de vallées profondes, inaccessibles aux interférences radio artificielles.
Observatoires astronomiques
Astronomique - le type d'observatoires le plus ancien. Les astronomes de l'Antiquité étaient des prêtres, ils tenaient un calendrier, étudiaient le mouvement du Soleil dans le ciel, s'occupaient de prédire les événements, le sort des personnes, en fonction de la juxtaposition des corps célestes. C'étaient des astrologues - des gens qui avaient peur même des dirigeants les plus féroces.
Les anciens observatoires étaient généralement situés dans les chambres hautes des tours. Les outils étaient une barre droite équipée d'un viseur coulissant.
Le grand astronome de l'Antiquité était Ptolémée, qui a rassemblé dans la Bibliothèque d'Alexandrie un grand nombre de preuves astronomiques, d'enregistrements, a formé un catalogue de positions et de luminosité pour 1022 étoiles; a inventé la théorie mathématique du mouvement des planètes et compilé des tables de mouvement - les scientifiques ont utilisé ces tables pendant plus de 1 000 ans !
Au Moyen Âge, les observatoires ont été particulièrement activement construits en Orient. L'observatoire géant de Samarkand est connu, où Ulugbek, un descendant du légendaire Timur-Tamerlan, a observé le mouvement du Soleil, le décrivant avec une précision sans précédent. L'observatoire d'un rayon de 40 m avait la forme d'une tranchée-sextant avec une orientation sud et une décoration en marbre.
Le plus grand astronome du Moyen Âge européen, qui a presque littéralement bouleversé le monde, était Nicolas Copernic, qui a "déplacé" le Soleil au centre de l'univers au lieu de la Terre et a proposé de considérer la Terre comme une autre planète.
Et l'un des observatoires les plus avancés était Uraniborg, ou Sky Castle, la propriété de Tycho Brahe, l'astronome de la cour danoise. L'observatoire était équipé de l'instrument le meilleur et le plus précis de l'époque, disposait de ses propres ateliers de fabrication d'instruments, d'un laboratoire de chimie, d'un stockage de livres et de documents, et même d'une imprimerie pour ses propres besoins et d'une papeterie pour la production de papier. - luxe royal à cette époque !
En 1609, le premier télescope est apparu - l'instrument principal de tout observatoire astronomique. Son créateur était Galilée. C'était un télescope à réflexion : les rayons y étaient réfractés en passant à travers une série de lentilles de verre.
Kepler a amélioré le télescope : dans son appareil, l'image était inversée, mais de meilleure qualité. Cette fonctionnalité est finalement devenue la norme pour les instruments télescopiques.
Au XVIIe siècle, avec le développement de la navigation, des observatoires d'État ont commencé à apparaître - les observatoires royaux de Paris, les observatoires royaux de Greenwich en Pologne, au Danemark, en Suède. La conséquence révolutionnaire de leur construction et de leurs activités fut l'introduction d'un étalon horaire : celui-ci était désormais régulé par des signaux lumineux, puis par le télégraphe et la radio.
En 1839, l'observatoire Pulkovo (Saint-Pétersbourg) a été ouvert, qui est devenu l'un des plus célèbres au monde. Il existe aujourd'hui plus de 60 observatoires en Russie. L'un des plus grands à l'échelle internationale est l'Observatoire de radioastronomie de Pushchino, fondé en 1956.
L'observatoire de Zvenigorod (à 12 km de Zvenigorod) possède la seule caméra VAU au monde capable d'effectuer des observations de masse des satellites géostationnaires. En 2014, l'Université d'État de Moscou a ouvert un observatoire sur le mont Shadzhatmaz (Karachay-Cherkessia), où ils ont installé le plus grand télescope moderne de Russie, d'un diamètre de 2,5 m.
Les meilleurs observatoires étrangers modernes
mauna kea- situé sur la grande île hawaïenne, possède le plus grand arsenal d'équipements de haute précision sur Terre.
Complexe VLT("énorme télescope") - situé au Chili, dans le "désert des télescopes" d'Atacama. 
Observatoire Yerk aux États-Unis, "le berceau de l'astrophysique".
Observatoire ORM(Îles Canaries) - possède un télescope optique avec la plus grande ouverture (capacité à collecter la lumière).
Arecibo- situé à Porto Rico et possède un radiotélescope (305 m) avec l'une des plus grandes ouvertures au monde.
Observatoire de l'Université de Tokyo(Atacama) - le plus haut sur Terre, situé au sommet du mont Cerro Chainantor.
OBSERVATOIRE
une institution où les scientifiques observent, étudient et analysent les phénomènes naturels. Les observatoires astronomiques les plus célèbres pour l'étude des étoiles, galaxies, planètes et autres objets célestes. Il existe également des observatoires météorologiques pour observer le temps; observatoires géophysiques pour l'étude des phénomènes atmosphériques, notamment les aurores polaires; stations sismiques pour enregistrer les vibrations excitées dans la Terre par les tremblements de terre et les volcans; observatoires pour l'observation des rayons cosmiques et des neutrinos. De nombreux observatoires sont équipés non seulement d'instruments en série pour l'enregistrement phénomène naturel, mais aussi des instruments uniques qui offrent la sensibilité et la précision les plus élevées possibles dans des conditions d'observation spécifiques. Autrefois, les observatoires étaient généralement construits à proximité des universités, mais ils ont ensuite commencé à être placés dans des endroits offrant les meilleures conditions pour observer les phénomènes étudiés: observatoires sismiques - sur les pentes des volcans, météorologiques - uniformément autour le globe, aurorales (pour observer les lumières polaires) - à une distance d'environ 2000 km du pôle magnétique de l'hémisphère nord, où passe une bande d'aurores intenses. Les observatoires astronomiques, qui utilisent des télescopes optiques pour analyser la lumière provenant de sources cosmiques, nécessitent une atmosphère propre et sèche sans lumière artificielle, ils ont donc tendance à être construits en hauteur dans les montagnes. Les observatoires radio sont souvent situés dans des vallées profondes, fermées de tous côtés par des montagnes contre les interférences radio artificielles. Cependant, étant donné que les observatoires emploient du personnel qualifié et visitent régulièrement les scientifiques, dans la mesure du possible, ils essaient de localiser les observatoires pas trop loin des sites scientifiques et centres culturels et les pôles de transport. Cependant, le développement des communications rend ce problème de moins en moins pertinent. Cet article concerne les observatoires astronomiques. Par ailleurs, d'autres types d'observatoires et de stations scientifiques sont décrits dans les articles :
ASTRONOMIE EXTRAATMOSPHERE ;
VOLCANS;
GÉOLOGIE;
TREMBLEMENT DE TERRE;
MÉTÉOROLOGIE ET CLIMATOLOGIE ;
L'ASTRONOMIE DES NEUTRINOS ;
ASTRONOMIE DE RADIOLOCALISATION ;
RADIOASTRONOMIE.
HISTOIRE DES OBSERVATOIRES ASTRONOMIQUES ET DES TÉLESCOPES
Ancien monde. Les plus anciens faits d'observations astronomiques qui nous sont parvenus sont associés aux anciennes civilisations du Moyen-Orient. En observant, enregistrant et analysant le mouvement du Soleil et de la Lune dans le ciel, les prêtres suivaient le temps et le calendrier, prédisaient les saisons importantes pour l'agriculture et se livraient également à des prévisions astrologiques. Mesurant les mouvements des corps célestes à l'aide des instruments les plus simples, ils ont constaté que la position relative des étoiles dans le ciel reste inchangée et que le Soleil, la Lune et les planètes se déplacent par rapport aux étoiles et, de plus, très difficilement. Les prêtres ont noté des phénomènes célestes rares : éclipses lunaires et solaires, apparition de comètes et de nouvelles étoiles. Les observations astronomiques, apportant des avantages pratiques et aidant à façonner la vision du monde, ont trouvé un certain soutien de la part des autorités religieuses et des dirigeants civils de différents peuples. De nombreuses tablettes d'argile survivantes de l'ancienne Babylone et de Sumer enregistrent des observations et des calculs astronomiques. À cette époque, comme aujourd'hui, l'observatoire servait à la fois d'atelier, de stockage d'instruments et de centre de collecte de données. voir également
ASTROLOGIE;
SAISONS ;
TEMPS ;
CALENDRIER . On sait peu de choses sur les instruments astronomiques utilisés avant l'ère ptolémaïque (vers 100 - vers 170 après JC). Ptolémée, avec d'autres scientifiques, a rassemblé dans l'immense bibliothèque d'Alexandrie (Egypte) de nombreux enregistrements astronomiques dispersés réalisés dans divers pays au cours des siècles précédents. En utilisant les observations d'Hipparque et les siennes, Ptolémée a compilé un catalogue des positions et de la luminosité de 1022 étoiles. A la suite d'Aristote, il a placé la Terre au centre du monde et a cru que tous les luminaires tournaient autour d'elle. Avec ses collègues, Ptolémée a effectué des observations systématiques de corps en mouvement (le Soleil, la Lune, Mercure, Vénus, Mars, Jupiter, Saturne) et a développé une théorie mathématique détaillée pour prédire leur position future par rapport aux étoiles "fixes". Avec son aide, Ptolémée calcula des tables du mouvement des astres, qui furent ensuite utilisées pendant plus de mille ans.
voir également Hipparque. Pour mesurer les tailles légèrement changeantes du Soleil et de la Lune, les astronomes ont utilisé une barre droite avec un viseur coulissant sous la forme d'un disque sombre ou d'une plaque avec un trou rond. L'observateur a dirigé la barre vers la cible et a déplacé le viseur le long de celle-ci, obtenant une correspondance exacte entre le trou et la taille du luminaire. Ptolémée et ses collègues ont amélioré de nombreux instruments astronomiques. Réalisant avec eux des observations minutieuses et utilisant la trigonométrie convertissant les lectures instrumentales en angles de position, ils ont porté la précision des mesures à environ 10".
(voir aussi PTOLÉMÉE Claudius).
Moyen-âge. En raison des bouleversements politiques et sociaux de l'Antiquité tardive et du haut Moyen Âge, le développement de l'astronomie en Méditerranée est suspendu. Les catalogues et les tableaux de Ptolémée ont survécu, mais de moins en moins de gens savaient comment les utiliser, et les observations et l'enregistrement des événements astronomiques étaient de moins en moins courants. Cependant, au Moyen-Orient et en Asie centrale, l'astronomie a prospéré et des observatoires ont été construits. Au VIIIe s. Abdullah al-Ma'mun a fondé une Maison de la Sagesse à Bagdad, semblable à la Bibliothèque d'Alexandrie, et a organisé des observatoires associés à Bagdad et en Syrie. Là, plusieurs générations d'astronomes ont étudié et développé les travaux de Ptolémée. Des institutions similaires ont prospéré aux Xe et XIe siècles. au Caire. Le point culminant de cette époque fut un gigantesque observatoire à Samarcande (aujourd'hui l'Ouzbékistan). Là, Ulukbek (1394-1449), le petit-fils du conquérant asiatique Tamerlan (Timur), ayant construit un énorme sextant d'un rayon de 40 m sous la forme d'une tranchée orientée au sud de 51 cm de large avec des murs en marbre, a fait des observations de la Soleil avec une précision sans précédent. Plusieurs instruments plus petits qu'il utilisait pour observer les étoiles, la lune et les planètes.
Renaissance. Quand à la culture islamique du 15ème siècle. l'astronomie s'épanouit, l'Europe occidentale redécouvre cette grande création du monde antique.
Copernic. Nicolas Copernic (1473-1543), inspiré par la simplicité des principes de Platon et d'autres philosophes grecs, regardait avec méfiance et anxiété le système géocentrique de Ptolémée, qui nécessitait de lourds calculs mathématiques pour expliquer les mouvements apparents des astres. Copernic propose, en gardant l'approche de Ptolémée, de placer le Soleil au centre du système, et de considérer la Terre comme une planète. Cela simplifia grandement les choses, mais provoqua un profond bouleversement dans les esprits (voir aussi Copernic Nicolas).
Calme Brahé. L'astronome danois T. Brahe (1546-1601) était découragé par le fait que la théorie copernicienne prédisait plus précisément la position des luminaires que la théorie ptolémaïque, mais toujours pas tout à fait juste. Il a estimé que des données d'observation plus précises résoudraient le problème et a persuadé le roi Frédéric II de lui donner le père. Vienne près de Copenhague. Cet observatoire, nommé Uraniborg (Château dans le Ciel) avait de nombreux instruments fixes, des ateliers, une bibliothèque, un laboratoire de chimie, des chambres, une salle à manger et une cuisine. Tycho avait même sa propre papeterie et sa propre imprimerie. En 1584, il construisit un nouveau bâtiment d'observation - Stjerneborg (Star Castle), où il rassembla les instruments les plus grands et les plus avancés. Certes, il s'agissait d'instruments du même type qu'au temps de Ptolémée, mais Tycho a considérablement augmenté leur précision en remplaçant le bois par des métaux. Il a introduit des vues et des échelles particulièrement précises et a proposé des méthodes mathématiques pour calibrer les observations. Tycho et ses assistants, observant les corps célestes à l'œil nu, ont obtenu avec leurs instruments une précision de mesure de 1 ". Ils ont systématiquement mesuré les positions des étoiles et observé le mouvement du Soleil, de la Lune et des planètes, collectant des données d'observation avec une persévérance et justesse.
(voir aussi BRAGE Tycho).
Kepler. En étudiant les données de Tycho, I. Kepler (1571-1630) découvrit que la révolution observée des planètes autour du Soleil ne peut être représentée comme un mouvement circulaire. Kepler avait un grand respect pour les résultats obtenus à Uraniborg et a donc rejeté l'idée que de petites divergences dans les positions calculées et observées des planètes pourraient être causées par des erreurs dans les observations de Tycho. Poursuivant la recherche, Kepler a établi que les planètes se déplacent dans des ellipses, jetant ainsi les bases d'une nouvelle astronomie et physique.
(voir aussi KEPLER Johann; LES LOIS DE KEPLER). Les travaux de Tycho et Kepler ont anticipé de nombreuses caractéristiques de l'astronomie moderne, telles que l'organisation d'observatoires spécialisés avec le soutien de l'État ; perfectionner des instruments, même traditionnels ; division des scientifiques en observateurs et théoriciens. De nouveaux principes de travail ont été approuvés ainsi qu'une nouvelle technologie : un télescope est venu au secours de l'œil en astronomie.
L'avènement des télescopes. Les premiers télescopes réfracteurs. En 1609, Galilée a commencé à utiliser son premier télescope artisanal. Les observations de Galilée ont inauguré une ère d'études visuelles des corps célestes. Les télescopes se sont rapidement répandus dans toute l'Europe. Les curieux les fabriquaient eux-mêmes ou commandaient des artisans et installaient de petits observatoires personnels, généralement chez eux.
(voir aussi GALILEO Galileo). Le télescope de Galilée s'appelait un réfracteur, car les rayons de lumière y sont réfractés (latin réfractus - réfractés), passant à travers plusieurs lentilles de verre. Dans la conception la plus simple, la lentille d'objectif avant recueille les rayons à un foyer, créant une image de l'objet là-bas, et la lentille oculaire située près de l'œil est utilisée comme loupe pour voir cette image. Dans le télescope de Galilée, une lentille négative servait d'oculaire, donnant une image directe d'assez mauvaise qualité avec un petit champ de vision. Kepler et Descartes ont développé la théorie de l'optique, et Kepler a proposé un schéma pour un télescope avec une image inversée, mais de manière significative grand terrain vision et grossissement que celui de Galileo. Cette conception a rapidement supplanté l'ancienne et est devenue la norme pour les télescopes astronomiques. Par exemple, en 1647, l'astronome polonais Jan Hevelius (1611-1687) a utilisé des télescopes képlériens de 2,5 à 3,5 mètres de long pour observer la lune. Initialement, il les a installés dans une petite tourelle sur le toit de sa maison à Gdansk (Pologne), et plus tard - sur un site avec deux postes d'observation, dont l'un tournait (voir aussi Hevelius Jan). En Hollande, Christian Huygens (1629-1695) et son frère Constantin ont construit de très longs télescopes avec des lentilles de seulement quelques centimètres de diamètre mais avec des focales énormes. Cela a amélioré la qualité de l'image, bien qu'il ait été difficile de travailler avec l'outil. Dans les années 1680, Huygens a expérimenté des "télescopes aériens" de 37 mètres et 64 mètres, dont les lentilles étaient placées au sommet du mât et tournées avec un long bâton ou des cordes, et l'oculaire était simplement tenu dans les mains ( voir aussi HUYGENS Christian). À l'aide de lentilles fabriquées par D. Campani, J.D. Cassini (1625-1712) à Bologne et plus tard à Paris a fait des observations avec des télescopes aériens de 30 et 41 m de long, démontrant leurs avantages incontestables, malgré la complexité de travailler avec eux. Les observations étaient fortement gênées par la vibration du mât avec l'objectif, la difficulté de le viser avec des cordes et des câbles, ainsi que l'inhomogénéité et la turbulence de l'air entre l'objectif et l'oculaire, particulièrement forte en l'absence de tube. Newton, le télescope à réflexion et la théorie de la gravitation. A la fin des années 1660, I. Newton (1643-1727) tenta de démêler la nature de la lumière en relation avec les problèmes des réfracteurs. Il a décidé à tort que l'aberration chromatique, c'est-à-dire l'incapacité de la lentille à collecter les rayons de toutes les couleurs en un seul foyer est fondamentalement inamovible. Par conséquent, Newton a construit le premier télescope à réflexion fonctionnel, dans lequel le rôle d'un objectif au lieu d'une lentille était joué par un miroir concave qui collecte la lumière à un foyer où l'image peut être vue à travers l'oculaire. Cependant, la contribution la plus importante de Newton à l'astronomie était son travail théorique, qui a montré que les lois képlériennes du mouvement planétaire sont un cas particulier de la loi universelle de la gravité. Newton a formulé cette loi et développé des techniques mathématiques pour calculer avec précision le mouvement des planètes. Cela a stimulé la naissance de nouveaux observatoires, où les positions de la Lune, des planètes et de leurs satellites ont été mesurées avec la plus grande précision, affinant les éléments de leurs orbites en utilisant la théorie de Newton et en prédisant le mouvement.
voir également
MÉCANIQUE CÉLESTE ;
LA GRAVITÉ ;
NEWTON Isaac.
Montre, micromètre et lunette de visée. L'amélioration de sa monture et de son équipement n'était pas moins importante que l'amélioration de la partie optique du télescope. Pour les mesures astronomiques, des horloges à pendule sont devenues nécessaires pour suivre le rythme de l'heure locale, qui est déterminée à partir de certaines observations et utilisée dans d'autres.
(voir aussi HEURES). À l'aide d'un micromètre à filament, il était possible de mesurer de très petits angles lors de l'observation à travers l'oculaire d'un télescope. Pour augmenter la précision de l'astrométrie, un rôle important a été joué par la combinaison d'un télescope avec une sphère armillaire, un sextant et d'autres instruments goniométriques. Dès que les viseurs à l'œil nu ont été supplantés par de petits télescopes, le besoin s'est fait sentir d'une fabrication et d'une division beaucoup plus précises des échelles angulaires. En grande partie en lien avec les besoins des observatoires européens, la production de petites machines-outils de haute précision s'est développée.
(voir aussi OUTILS DE MESURE).
observatoires d'Etat. Amélioration des tables astronomiques. De la seconde moitié du XVIIe siècle. à des fins de navigation et de cartographie, les gouvernements de divers pays ont commencé à établir des observatoires d'État. A l'Académie royale des sciences, fondée par Louis XIV à Paris en 1666, des académiciens entreprennent de remanier les constantes et les tables astronomiques en s'inspirant des travaux de Kepler. En 1669, à l'initiative du ministre J.-B. Colbert, l'Observatoire Royal est fondé à Paris. Elle a été dirigée par quatre merveilleuses générations de Cassini, à commencer par Jean Dominique. En 1675, l'Observatoire royal de Greenwich a été fondé, dirigé par le premier astronome Royal D. Flamsteed (1646-1719). Avec la Royal Society, qui a commencé son activité en 1647, il est devenu le centre de la recherche astronomique et géodésique en Angleterre. Dans les mêmes années, des observatoires ont été fondés à Copenhague (Danemark), Lund (Suède) et Gdansk (Pologne) (voir aussi FLEMSTID John). Le résultat le plus important des activités des premiers observatoires était les éphémérides - des tables de positions pré-calculées du Soleil, de la Lune et des planètes, nécessaires à la cartographie, à la navigation et à la recherche astronomique fondamentale.
Introduction à l'heure standard. Les observatoires d'État deviennent les dépositaires de l'heure de référence, qui est d'abord diffusée par signaux optiques (drapeaux, ballons de signalisation), puis par télégraphe et radio. La tradition actuelle de larguer des ballons à minuit la veille de Noël remonte à l'époque où les ballons de signalisation tombaient d'un grand mât sur le toit de l'observatoire au bon moment, permettant aux capitaines des navires du port de vérifier leurs chronomètres avant de partir. .
Définition des longitudes. Une tâche extrêmement importante des observatoires d'État de cette époque était de déterminer les coordonnées des navires. La latitude géographique est facile à trouver par l'angle de l'étoile polaire au-dessus de l'horizon. Mais la longitude est beaucoup plus difficile à déterminer. Certaines méthodes étaient basées sur les moments d'éclipses des lunes de Jupiter ; d'autres - sur la position de la lune par rapport aux étoiles. Mais les méthodes les plus fiables nécessitaient des chronomètres de haute précision capables de garder l'heure de l'observatoire près du port de départ pendant le voyage.
Développement des observatoires de Greenwich et de Paris. Dans le 19ème siècle les centres astronomiques les plus importants sont restés publics et quelques observatoires privés en Europe. Dans la liste des observatoires de 1886, on en trouve 150 en Europe, 42 en Amérique du Nord et 29 ailleurs. L'observatoire de Greenwich à la fin du siècle avait un réflecteur de 76 cm, des réfracteurs de 71, 66 et 33 cm et de nombreux instruments auxiliaires. Elle a été activement impliquée dans l'astrométrie, le chronométrage, la physique solaire et l'astrophysique, ainsi que la géodésie, la météorologie, les observations magnétiques et autres. L'Observatoire de Paris disposait également d'instruments modernes précis et menait des programmes similaires à Greenwich.
nouveaux observatoires. L'observatoire astronomique Pulkovo de l'Académie impériale des sciences de Saint-Pétersbourg, construit en 1839, a rapidement gagné respect et honneur. Son équipe grandissante était impliquée dans l'astrométrie, la détermination des constantes fondamentales, la spectroscopie, le chronométrage et une variété de programmes géophysiques. L'Observatoire de Potsdam en Allemagne, ouvert en 1874, est rapidement devenu une organisation faisant autorité connu pour les travaux sur la physique solaire, l'astrophysique et les relevés photographiques du ciel.
Construction de grands télescopes. Réflecteur ou réfracteur ? Bien que le télescope à réflexion de Newton ait été une invention importante, pendant plusieurs décennies, il n'a été considéré par les astronomes que comme un outil complémentaire aux réfracteurs. Au début, les réflecteurs étaient fabriqués par les observateurs eux-mêmes pour leurs propres petits observatoires. Mais à la fin du 18ème siècle. cela a été repris par l'industrie optique naissante, sentant le besoin d'un nombre croissant d'astronomes et de géomètres. Les observateurs ont pu choisir parmi de nombreux types de réflecteurs et de réfracteurs, chacun avec ses avantages et ses inconvénients. Les télescopes réfracteurs avec des lentilles en verre de haute qualité donnaient une meilleure image que les réflecteurs, et leur tube était plus compact et plus rigide. Mais les réflecteurs pouvaient être faits d'un diamètre beaucoup plus grand, et les images qu'ils contenaient n'étaient pas déformées par des bordures colorées, comme avec les réfracteurs. Dans le réflecteur, les objets faibles sont mieux vus, car il n'y a pas de pertes de lumière dans les verres. Cependant, l'alliage de spéculum, à partir duquel les miroirs ont été fabriqués, s'est rapidement estompé et a nécessité un repolissage fréquent (ils ne savaient toujours pas comment recouvrir la surface d'une fine couche de miroir).
Herschel. Dans les années 1770, l'astronome autodidacte méticuleux et obstiné W. Herschel construit plusieurs télescopes newtoniens, portant le diamètre à 46 cm et la distance focale à 6 m.La haute qualité de ses miroirs permet d'utiliser de très forts grossissements. À l'aide d'un de ses télescopes, Herschel a découvert la planète Uranus, ainsi que des milliers d'étoiles doubles et de nébuleuses. De nombreux télescopes ont été construits au cours de ces années, mais ils ont généralement été construits et utilisés par des passionnés solitaires, sans organiser d'observatoire au sens moderne.
(voir aussi HERSHEL, WILLIAM). Herschel et d'autres astronomes ont essayé de construire des réflecteurs plus grands. Mais les miroirs massifs se sont déformés et ont perdu leur forme lorsque le télescope a changé de position. La limite des miroirs métalliques a été atteinte en Irlande par W. Parsons (Lord Ross), qui a créé un réflecteur d'un diamètre de 1,8 m pour son observatoire domestique.
Construction de grands télescopes. Les magnats de l'industrie et les nouveaux riches aux États-Unis se sont accumulés à la fin du XIXe siècle. des richesses gigantesques, et certains d'entre eux se sont tournés vers la philanthropie. Ainsi, J. Leek (1796-1876), qui a fait fortune sur la ruée vers l'or, lègue pour établir un observatoire sur le mont Hamilton, à 65 km de Santa Cruz (Californie). Son instrument principal était un réfracteur de 91 cm, alors le plus grand du monde, fabriqué par la société bien connue Alvan Clark and Sons et installé en 1888. Et en 1896, à l'observatoire de Lick, un réflecteur Crossley de 36 pouces, puis le plus grand des États-Unis, a commencé à fonctionner. . L'astronome J. Hale (1868-1938) a convaincu le magnat du tramway de Chicago C. Yerkes de financer la construction d'un observatoire encore plus grand pour l'Université de Chicago. Elle a été fondée en 1895 à Williams Bay, Wisconsin, avec un réfracteur de 40 pouces, encore et probablement à jamais le plus grand du monde (voir aussi George Ellery HALE). Après avoir organisé l'observatoire de Yerkes, Hale a développé une activité orageuse pour attirer des fonds de diverses sources, dont le magnat de l'acier A. Carnegie, pour construire un observatoire au meilleur endroit pour les observations en Californie. Équipé de plusieurs télescopes solaires de conception Hale et d'un réflecteur de 152 cm, l'observatoire du mont Wilson dans les montagnes de San Gabriel au nord de Pasadena, en Californie, est rapidement devenu la Mecque de l'astronomie. Ayant acquis l'expérience nécessaire, Hale a organisé la création d'un réflecteur d'une taille sans précédent. Nommé d'après le sponsor principal, le télescope de 100 pouces. Hooker est entré en service en 1917; mais avant cela, de nombreux problèmes d'ingénierie ont dû être surmontés, ce qui semblait au premier abord insoluble. La première consistait à couler un disque de verre de la bonne taille et à le refroidir lentement pour produire un verre de haute qualité. Le meulage et le polissage du miroir pour lui donner la forme requise ont pris plus de six ans et ont nécessité la création de machines uniques. La dernière étape de polissage et de contrôle du miroir a été réalisée dans une salle spéciale avec une propreté et un contrôle de température parfaits. Les mécanismes du télescope, le bâtiment et le dôme de sa tour, construits au sommet du mont Wilson (Mount Wilson) d'une hauteur de 1700 m, étaient considérés comme un miracle d'ingénierie de l'époque. Inspiré par la qualité de fabrication de l'instrument de 100 pouces, Hale a consacré le reste de sa vie à la construction du gigantesque télescope de 200 pouces. 10 ans après sa mort et en raison d'un retard causé par la Seconde Guerre mondiale, le télescope. Hale est entré en service en 1948 au sommet du mont Palomar de 1700 mètres (mont Palomar), à 64 km au nord-est de San Diego (pc. Californie). C'était un miracle scientifique et technique de l'époque. Pendant près de 30 ans, ce télescope est resté le plus grand du monde, et de nombreux astronomes et ingénieurs pensaient qu'il ne serait jamais dépassé.
Mais l'avènement des ordinateurs a contribué à l'expansion de la construction de télescopes. En 1976, sur le mont Semirodniki de 2100 mètres près du village de Zelenchukskaya (Caucase du Nord, Russie), un télescope BTA (Large Azimuthal Telescope) de 6 mètres a commencé à fonctionner, démontrant la limite pratique de la technologie d'un "épais et fort " miroiter.
La voie pour construire de grands miroirs capables de capter plus de lumière, et donc de voir plus loin et mieux, passe par les nouvelles technologies : depuis quelques années, des procédés de fabrication de miroirs fins et préfabriqués se sont développés. Des miroirs minces d'un diamètre de 8,2 m (d'une épaisseur d'environ 20 cm) sont déjà en service sur les télescopes de l'Observatoire du Sud au Chili. Leur forme est contrôlée par un système complexe de "doigts" mécaniques contrôlés par ordinateur. Le succès de cette technologie a conduit au développement de plusieurs projets similaires dans différents pays. Pour tester l'idée d'un miroir composé, le Smithsonian Astrophysical Observatory a construit en 1979 un télescope avec une lentille de six miroirs de 183 cm, équivalent en surface à un miroir de 4,5 mètres. Ce télescope multimiroir, situé sur le mont Hopkins, à 50 km au sud de Tucson, en Arizona, s'est avéré très efficace, et cette approche a été utilisée dans la construction de deux télescopes de 10 mètres pour eux. W. Keka à l'observatoire du Mauna Kea (Hawaï). Chaque miroir géant composé de 36 segments hexagonaux de 183 cm de diamètre, contrôlés par ordinateur pour produire une seule image. Bien que la qualité de l'image ne soit pas encore élevée, il est possible d'obtenir des spectres d'objets très éloignés et faibles inaccessibles aux autres télescopes. Par conséquent, au début des années 2000, il est prévu de mettre en service plusieurs autres télescopes multimiroirs avec des ouvertures effectives de 9 à 25 m.
AU SOMMET DU MAUNA KEA, un ancien volcan d'Hawaï, se trouvent des dizaines de télescopes. Les astronomes sont attirés ici par la haute altitude et l'air très sec et pur. En bas à droite, à travers la fente ouverte de la tour, le miroir du télescope Kek I est clairement visible, et en bas à gauche - la tour du télescope Kek II en construction.
DÉVELOPPEMENT MATÉRIEL
Photo. Au milieu du XIXe siècle quelques passionnés ont commencé à utiliser la photographie pour enregistrer des images vues à travers un télescope. Avec l'augmentation de la sensibilité des émulsions, les plaques photographiques en verre sont devenues le principal moyen d'enregistrement des données astrophysiques. En plus des traditionnels journaux d'observation manuscrits, de précieuses "bibliothèques de verre" sont apparues dans les observatoires. Une plaque photographique est capable d'accumuler la faible lumière d'objets distants et de capturer des détails inaccessibles à l'œil. Avec l'utilisation de la photographie en astronomie, de nouveaux types de télescopes étaient nécessaires, tels que des caméras à large champ capables d'enregistrer de vastes zones du ciel à la fois pour créer des atlas photographiques au lieu de cartes dessinées. En combinaison avec des réflecteurs de grand diamètre, la photographie et un spectrographe ont permis d'étudier des objets faibles. Dans les années 1920, à l'aide du télescope de 100 pouces de l'Observatoire du Mont Wilson, E. Hubble (1889-1953) a classé les nébuleuses faibles et a prouvé que nombre d'entre elles sont des galaxies géantes comme la Voie lactée. De plus, Hubble a découvert que les galaxies s'éloignent rapidement les unes des autres. Cela a complètement changé les idées des astronomes sur la structure et l'évolution de l'Univers, mais seuls quelques observatoires dotés de télescopes puissants pour observer les galaxies distantes peu lumineuses ont pu effectuer de telles recherches.
voir également
COSMOLOGIE;
GALAXIES ;
Hubble Edwin Powell;
NEBLES.
Spectroscopie. Apparue presque en même temps que la photographie, la spectroscopie a permis aux astronomes de déterminer leur composition chimique à partir de l'analyse de la lumière des étoiles, et d'étudier le mouvement des étoiles et des galaxies par le déplacement Doppler des raies du spectre. Le développement de la physique au début du XXe siècle. aidé à déchiffrer les spectrogrammes. Pour la première fois, il devint possible d'étudier la composition de corps célestes inaccessibles. Cette tâche s'est avérée à la portée de modestes observatoires universitaires, puisqu'un grand télescope n'est pas nécessaire pour obtenir les spectres d'objets brillants. Ainsi, l'observatoire du Harvard College a été l'un des premiers à s'engager dans la spectroscopie et a collecté une énorme collection de spectres stellaires. Ses employés ont classé des milliers de spectres stellaires et créé la base pour étudier l'évolution stellaire. En combinant ces données avec la physique quantique, les théoriciens ont compris la nature de la source d'énergie stellaire. Au 20ème siècle des détecteurs de rayonnement infrarouge provenant d'étoiles froides, des atmosphères et de la surface des planètes ont été créés. Les observations visuelles, en tant que mesure insuffisamment sensible et objective de la luminosité des étoiles, ont été supplantées d'abord par des plaques photographiques puis par des instruments électroniques (voir aussi SPECTROSCOPIE).
L'ASTRONOMIE APRÈS LA SECONDE GUERRE MONDIALE
Renforcement de l'aide de l'État. Après la guerre, de nouvelles technologies nées dans les laboratoires de l'armée sont devenues accessibles aux scientifiques : équipements radio et radar, récepteurs de lumière électroniques sensibles et ordinateurs. Les gouvernements des pays industrialisés ont réalisé l'importance de la recherche scientifique pour la sécurité nationale et ont commencé à allouer des fonds considérables aux travaux et à l'éducation scientifiques.
Observatoires nationaux américains. Au début des années 1950, la US National Science Foundation a approché des astronomes pour proposer des propositions pour un observatoire national qui serait dans le meilleur emplacement possible et accessible à tous les scientifiques qualifiés. Dans les années 1960, deux groupes d'organisations avaient émergé : l'Association des universités pour la recherche en astronomie (AURA), qui a créé le concept des observatoires nationaux d'astronomie optique (NOAO) au sommet de 2100 mètres de Kitt Peak près de Tucson, en Arizona, et les universités fusionnées, qui ont développé le projet National Radio Astronomy Observatory (NRAO) à Deer Creek Valley près de Green Bank, WV.
OBSERVATOIRE NATIONAL DES ÉTATS-UNIS KITT-PEAK près de Tucson, Arizona. Parmi ses plus grands instruments figurent le télescope solaire McMas (en bas), le télescope Mayall de 4 m (en haut à droite) et le télescope WIYN de 3,5 m de l'observatoire conjoint du Wisconsin, de l'Indiana, de Yale et de la NOAO (à l'extrême gauche).
En 1990, NOAO disposait de 15 télescopes jusqu'à 4 m de diamètre sur Kitt Peak. AURA a également établi l'Observatoire interaméricain dans la Sierra Tololo (Andes chiliennes) à une altitude de 2200 m, où le ciel austral est étudié depuis 1967. En plus de Green Bank, où le plus grand radiotélescope (43 m de diamètre) est installé sur une monture équatoriale, NRAO dispose également d'un télescope à ondes millimétriques de 12 mètres sur Kitt Peak et d'un système VLA (Very Large Array) de 27 télescopes d'un diamètre de 25 m dans la plaine désertique de San. -Augustine près de Socorro (pc. Nouveau-Mexique). Le National Radio and Ionospheric Center de l'île de Porto Rico est devenu un important observatoire américain. Son radiotélescope avec le plus grand miroir sphérique du monde avec un diamètre de 305 m se trouve immobile dans un renfoncement naturel parmi les montagnes et est utilisé pour l'astronomie radio et radar.
Les employés permanents des observatoires nationaux surveillent l'état de fonctionnement des équipements, développent de nouveaux instruments et mènent leurs propres programmes de recherche. Cependant, tout scientifique peut demander à observer et, s'il est approuvé par le comité de coordination de la recherche scientifique, recevoir du temps pour travailler sur le télescope. Cela permet aux scientifiques des institutions pauvres d'utiliser les équipements les plus avancés.
Observations du ciel austral. Une grande partie du ciel du sud n'est pas visible depuis la plupart des observatoires d'Europe et des États-Unis, bien que ce soit le ciel du sud qui soit considéré comme particulièrement précieux pour l'astronomie, car il contient le centre de la Voie lactée et de nombreuses galaxies importantes, y compris les Nuages de Magellan - deux petites galaxies voisines de nous. Les premières cartes du ciel austral ont été réalisées par l'astronome anglais E. Halley, qui a travaillé de 1676 à 1678 sur l'île de Sainte-Hélène, et l'astronome français N. Lacaille, qui a travaillé de 1751 à 1753 en Afrique australe. En 1820, le British Bureau of Longitudes établit un Bon espoir Royal Observatory, l'équipant d'abord d'un seul télescope pour les mesures astrométriques, puis d'un ensemble complet d'instruments pour divers programmes. En 1869, un réflecteur de 122 cm est installé à Melbourne (Australie) ; plus tard, il fut transféré au mont Stromlo, où, après 1905, un observatoire astrophysique commença à se développer. À la fin du 20e siècle, lorsque les conditions d'observation dans les anciens observatoires de l'hémisphère nord ont commencé à se détériorer en raison d'une forte urbanisation, les pays européens ont commencé à construire activement des observatoires avec de grands télescopes au Chili, en Australie, en Asie centrale, aux Canaries et Îles hawaïennes.
observatoires au-dessus de la terre. Les astronomes ont commencé à utiliser des ballons à haute altitude comme plates-formes d'observation dès les années 1930 et continuent de telles recherches à ce jour. Dans les années 1950, des instruments sont installés sur des avions à haute altitude qui deviennent des observatoires volants. Les observations extra-atmosphériques ont commencé en 1946, lorsque des scientifiques américains sur des fusées allemandes V-2 capturées ont levé des détecteurs dans la stratosphère pour observer le rayonnement ultraviolet du Soleil. Le premier satellite artificiel a été lancé en URSS le 4 octobre 1957 et déjà en 1958, la station soviétique Luna-3 a photographié la face cachée de la Lune. Puis des vols vers les planètes ont commencé à être effectués et des satellites astronomiques spécialisés sont apparus pour observer le Soleil et les étoiles. Ces dernières années, plusieurs satellites astronomiques ont constamment fonctionné sur des orbites proches de la Terre et sur d'autres orbites, étudiant le ciel dans toutes les gammes du spectre.
travailler à l'observatoire. Autrefois, la vie et le travail d'un astronome dépendaient entièrement des capacités de son observatoire, car les communications et les déplacements étaient lents et difficiles. Au début du 20ème siècle Hale a créé l'observatoire du mont Wilson en tant que centre d'astrophysique solaire et stellaire, capable de mener non seulement des observations télescopiques et spectrales, mais également les recherches de laboratoire nécessaires. Il a cherché à s'assurer que Mount Wilson avait tout ce qui était nécessaire pour la vie et le travail, tout comme Tycho l'a fait sur l'île de Ven. Jusqu'à présent, certains grands observatoires sur sommets des montagnes sont des communautés fermées de scientifiques et d'ingénieurs qui vivent dans une auberge et travaillent la nuit selon leurs programmes. Mais petit à petit ce style change. A la recherche des lieux d'observation les plus propices, les observatoires sont implantés dans des zones reculées où il est difficile de vivre en permanence. Des scientifiques invités séjournent à l'observatoire de quelques jours à plusieurs mois pour faire des observations précises. Les capacités de l'électronique moderne permettent d'effectuer des observations à distance sans visiter l'observatoire du tout, ou d'intégrer endroits difficiles d'accès des télescopes entièrement automatiques qui fonctionnent indépendamment selon le programme prévu. Les observations à l'aide de télescopes spatiaux ont une certaine spécificité. Au début, de nombreux astronomes habitués à travailler de manière autonome avec l'instrument se sentaient mal à l'aise dans le cadre de l'astronomie spatiale, séparés du télescope non seulement par l'espace, mais aussi par de nombreux ingénieurs et des instructions complexes. Cependant, dans les années 1980, dans de nombreux observatoires au sol, le contrôle du télescope a été transféré de simples consoles situées directement sur le télescope à une salle spéciale remplie d'ordinateurs et parfois située dans un bâtiment séparé. Au lieu de pointer le télescope principal sur un objet en regardant dans un petit télescope de recherche monté dessus et en appuyant sur les boutons d'une petite télécommande portative, l'astronome s'assoit maintenant devant l'écran du guide TV et manipule le joystick. Souvent, un astronome envoie simplement sur Internet à un observatoire programme détaillé observations et, lorsqu'elles sont effectuées, reçoit les résultats directement dans votre ordinateur. Par conséquent, le style de travail avec les télescopes terrestres et spatiaux devient de plus en plus similaire.
OBSERVATOIRES AU SOL MODERNES
observatoires optiques. Le site de construction d'un observatoire optique est généralement choisi loin des villes avec leur éclairage nocturne lumineux et leur smog. C'est généralement le sommet de la montagne, où la couche d'atmosphère est la plus fine, à travers laquelle vous devez faire des observations. Il est souhaitable que l'air soit sec et propre et que le vent ne soit pas particulièrement fort. Idéalement, les observatoires devraient être uniformément répartis sur la surface de la Terre afin que les objets du ciel nord et sud puissent être observés à tout moment. Cependant, historiquement, la plupart des observatoires sont situés en Europe et en Amérique du Nord, le ciel de l'hémisphère Nord est donc mieux étudié. Au cours des dernières décennies, de grands observatoires ont commencé à être construits dans l'hémisphère sud et près de l'équateur, d'où les cieux du nord et du sud peuvent être observés. L'ancien volcan Mauna Kea sur environ. A plus de 4 km d'altitude, Hawaii est considéré comme le meilleur endroit au monde pour les observations astronomiques. Dans les années 1990, des dizaines de télescopes de différents pays s'y sont installés.
La tour. Les télescopes sont des instruments très sensibles. Pour les protéger des intempéries et des changements de température, ils sont placés dans des bâtiments spéciaux - des tours astronomiques. Les petites tours sont de forme rectangulaire avec un toit plat rétractable. Les tours des grands télescopes sont généralement rondes avec un dôme rotatif hémisphérique, dans lequel une fente étroite est ouverte pour les observations. Un tel dôme protège bien le télescope du vent pendant le fonctionnement. Ceci est important car le vent fait osciller le télescope et fait trembler l'image. La vibration du sol et la construction de la tour affectent également négativement la qualité des images. Par conséquent, le télescope est monté sur une fondation séparée, non liée à la fondation de la tour. A l'intérieur ou à proximité de la tour, un système de ventilation de l'espace du dôme et une installation de dépôt sous vide sur le miroir du télescope d'une couche d'aluminium réfléchissante, qui se ternit avec le temps, sont montés.
Monter. Pour viser le luminaire, le télescope doit tourner autour d'un ou deux axes. Le premier type comprend le cercle méridien et l'instrument de transit - de petits télescopes qui tournent autour d'un axe horizontal dans le plan du méridien céleste. Se déplaçant d'est en ouest, chaque luminaire traverse ce plan deux fois par jour. A l'aide d'un instrument de transit, les moments de passage des étoiles au méridien sont déterminés et ainsi la vitesse de rotation de la Terre est précisée ; ceci est nécessaire pour le service de l'heure exacte. Le cercle méridien permet de mesurer non seulement les instants, mais aussi l'endroit où l'étoile croise le méridien ; cela est nécessaire pour créer des cartes précises du ciel étoilé. Dans les télescopes modernes, l'observation visuelle directe n'est pratiquement pas utilisée. Ils sont principalement utilisés pour photographier des objets célestes ou pour enregistrer leur lumière avec des détecteurs électroniques ; l'exposition atteint parfois plusieurs heures. Pendant ce temps, le télescope doit être pointé avec précision sur l'objet. Ainsi, à l'aide d'un mouvement d'horlogerie, il tourne à vitesse constante autour de l'axe de l'horloge (parallèle à l'axe de rotation de la Terre) d'est en ouest en suivant l'étoile, compensant ainsi la rotation de la Terre d'ouest en est . Le deuxième axe, perpendiculaire à l'horloge, est appelé axe de déclinaison ; il sert à pointer le télescope dans la direction nord-sud. Cette conception s'appelle une monture équatoriale et est utilisée pour presque tous les télescopes, à l'exception du plus grand, pour lequel la monture alt-azimut s'est avérée plus compacte et moins chère. Sur celui-ci, le télescope suit le luminaire, tournant simultanément à vitesse variable autour de deux axes - vertical et horizontal. Cela complique grandement le travail du mécanisme de la montre, nécessitant un contrôle informatique.
Lunette de télescope a une lentille. Étant donné que les rayons de différentes couleurs sont réfractés différemment dans le verre, l'objectif de la lentille est calculé de manière à donner une image nette au foyer dans les rayons d'une seule couleur. Les anciens réfracteurs étaient conçus pour l'observation visuelle et donnaient donc une image claire dans les faisceaux jaunes. Avec l'avènement de la photographie, des télescopes photographiques ont commencé à être construits - des astrographes, qui donnent une image claire dans les rayons bleus, auxquels l'émulsion photographique est sensible. Plus tard, des émulsions sensibles à la lumière jaune, rouge et même infrarouge sont apparues. Ils peuvent être utilisés pour la photographie avec des réfracteurs visuels. La taille de l'image dépend de la distance focale de l'objectif. Le réfracteur Yerkes de 102 cm a une distance focale de 19 m, de sorte que le diamètre du disque lunaire à son foyer est d'environ 17 cm.La taille des plaques photographiques de ce télescope est de 20x25 cm; la pleine lune s'adapte facilement sur eux. Les astronomes utilisent des plaques photographiques en verre en raison de leur grande rigidité : même après 100 ans de stockage, elles ne se déforment pas et permettent de mesurer la position relative des images stellaires avec une précision de 3 microns, ce qui pour de gros réfracteurs comme celui de Yerk correspond à un arc de 0,03" dans le ciel.
télescope à réflexion car une lentille a un miroir concave. Son avantage par rapport à un réfracteur est que les rayons de n'importe quelle couleur sont réfléchis par le miroir de la même manière, fournissant une image claire. De plus, une lentille de miroir peut être rendue beaucoup plus grande qu'une lentille de lentille, car l'ébauche de verre pour le miroir peut ne pas être transparente à l'intérieur ; il peut être sauvé de la déformation sous son propre poids en le plaçant dans un cadre spécial qui supporte le miroir par le bas. Plus le diamètre de la lentille est grand, plus le télescope collecte de lumière et plus les objets faibles et éloignés sont capables de "voir". Pendant de nombreuses années, le 6ème réflecteur du BTA (Russie) et le 5ème réflecteur de l'Observatoire Palomar (USA) ont été les plus grands au monde. Mais maintenant, deux télescopes avec des miroirs composés de 10 mètres fonctionnent à l'observatoire du Mauna Kea à Hawaï, et plusieurs télescopes avec des miroirs monolithiques d'un diamètre de 8 à 9 mètres sont en cours de construction. Tableau 1.
LES PLUS GRANDS TÉLESCOPES AU MONDE
___
__Diamètre ______Observatoire ______Lieu et année de l'objectif (m) ________________construction/démantèlement
RÉFLECTEURS
10.0 Mauna Kea Hawaï (États-Unis) 1996 10.0 Mauna Kea Hawaï (États-Unis) 1993 9.2 McDonald Texas (États-Unis) 1997 8.3 Japanese National Hawaii (États-Unis) 1999 8.2 European Southern Sierra Paranal (Chili) 1998 8.2 European Southern Sierra Paranal (Chili) 1999 8.2 European Southern Sierra Paranal (Chili) 2000 8.1 Gemini North Hawaii (USA) 1999 6.5 University of Arizona Mount Hopkins (Arizona) 1999 6.0 Special Astrophysical Academy of Sciences of Russia stan. Zelenchukskaya (Russie) 1976 5.0 Palomar Mountain Palomar (Californie) 1949 1.8*6=4.5 University of Arizona Hopkins Mountain (Arizona) 1979/1998 4.2 Roca de los Muchachos Îles Canaries (Espagne) 1986 4.0 Inter-American Sierra Tololo (Chili) 1975 3.9 Anglo-Australian Siding Spring (Australie) 1975 3.8 Kitt Peak National Tucson (Arizona) 1974 3.8 Mauna Kea (IR) Hawaii (USA) 1979 3.6 European South La Silla (Chili) 1976 3.6 Mauna Kea Hawaii (USA) 1979 3.5 Roca de los Muchachos Îles Canaries (Espagne) 1989 3,5 Intercollegiate Sacramento Peak (unité) . Nouveau-Mexique) 1991 3,5 Germano-espagnol Calar Alto (Espagne) 1983
RÉFRACTEURS
1,02 Yerke Williams Bay (Wisconsin) 1897 0,91 Lick Hill Hamilton (CA) 1888 0,83 Parisien Meudon (France) 1893 0,81 Potsdam Potsdam (Allemagne) 1899 0,76 French Southern Nice (France) 1880 0,76 Allegheny Pittsburgh (Pennsylvanie) 1917 0,76 Pulkovo Saint-Pétersbourg 1885/1941
CAMÉRAS SCHMIDT*
1,3-2,0 K. Schwarzschild Tautenburg (Allemagne) 1960 1,2-1,8 Palomar Mountain Palomar (Californie) 1948 1,2-1,8 Anglo-Australian Siding Spring (Australie) 1973 1, 1-1,5 Astronomical Tokyo (Japon) 1975 1,0-1,6 European Southern Chile 1972
SOLAIRE
1,60 Kitt Peak National Tucson (Arizona) 1962 1,50 Sacramento Peak (B)* Sunspot (Nouveau-Mexique) 1969 1,00 Astrophysical Crimea (Ukraine) 1975 0,90 Kitt Peak (2 add.)* Tucson (Arizona) 1962 0,70 Kitt Peak (B)* Tucson (Arizona) 1975 0,70 Tenerife (Espagne) 1988 0,66 Mitaka Tokyo (Japon) 1920 0,64 Cambridge Cambridge (Angleterre) 1820
Noter: Pour les appareils Schmidt, le diamètre de la plaque de correction et du miroir sont indiqués ; pour les télescopes solaires : (B) - vide ; 2 supplémentaires - deux télescopes supplémentaires dans un boîtier commun avec un télescope de 1,6 m.
Appareils photo reflex. L'inconvénient des réflecteurs est qu'ils ne donnent une image claire que près du centre du champ de vision. Cela n'interfère pas s'ils étudient un objet. Mais le travail de patrouille, par exemple, la recherche de nouveaux astéroïdes ou comètes, nécessite de photographier de vastes zones du ciel à la fois. Un réflecteur ordinaire ne convient pas pour cela. L'opticien allemand B. Schmidt a créé en 1932 un télescope combiné dans lequel les défauts du miroir principal sont corrigés à l'aide d'une lentille mince de forme complexe située devant - une plaque de correction. La caméra Schmidt de l'Observatoire Palomar acquiert une image d'une région du ciel à 6°6° sur une plaque photographique 35x35 cm. Une autre conception d'appareil photo grand angle a été créée par D.D. Maksutov en 1941 en Russie. Il est plus simple que l'appareil photo Schmidt, car le rôle de la plaque de correction y est joué par une simple lentille épaisse - le ménisque.
Le travail des observatoires optiques. Aujourd'hui, plus de 100 grands observatoires fonctionnent dans plus de 30 pays du monde. Habituellement, chacun d'eux, indépendamment ou en coopération avec d'autres, mène plusieurs programmes d'observation à long terme. Mesures astrométriques. De grands observatoires nationaux - US Naval Observatory, Royal Greenwich Observatory au Royaume-Uni (fermé en 1998), Pulkovo en Russie, etc. - mesurent régulièrement la position des étoiles et des planètes dans le ciel. C'est un travail très délicat; c'est en elle que la plus grande précision "astronomique" des mesures est obtenue, sur la base de laquelle sont créés des catalogues de la position et du mouvement des étoiles, nécessaires à la navigation terrestre et spatiale, pour déterminer la position spatiale des étoiles, clarifier les lois du mouvement planétaire. Par exemple, en mesurant les coordonnées des étoiles à des intervalles de six mois, vous pouvez voir que certaines d'entre elles subissent des fluctuations associées au mouvement de la Terre sur son orbite (l'effet de parallaxe). La distance aux étoiles est déterminée par l'ampleur de ce décalage : plus le décalage est petit, plus la distance est grande. Depuis la Terre, les astronomes peuvent mesurer un déplacement de 0,01" (l'épaisseur d'une allumette à 40 km !), ce qui correspond à une distance de 100 parsecs.
Patrouille des météores. Plusieurs caméras grand angle, espacées de loin, photographient en continu le ciel nocturne pour déterminer les trajectoires des météores et les éventuels sites d'impact. Pour la première fois, ces observations à partir de deux stations ont commencé à l'Observatoire de Harvard (USA) en 1936 et ont été régulièrement effectuées sous la direction de F. Whipple jusqu'en 1951. En 1951-1977, le même travail a été effectué à l'Observatoire Ondrejovskaya (République Tchèque). Depuis 1938 en URSS, des observations photographiques de météores ont été réalisées à Douchanbé et à Odessa. Les observations de météores permettent d'étudier non seulement la composition des poussières cosmiques, mais aussi la structure de l'atmosphère terrestre à des altitudes de 50 à 100 km, difficiles d'accès pour un sondage direct. La patrouille de météores a reçu le plus grand développement sous la forme de trois "réseaux balistiques" - aux États-Unis, au Canada et en Europe. Par exemple, le Prairie Network du Smithsonian Observatory (États-Unis) a utilisé des caméras automatiques de 2,5 cm dans 16 stations situées à une distance de 260 km autour de Lincoln (Nebraska) pour photographier des météores brillants - des boules de feu. Depuis 1963, le réseau tchèque de boules de feu s'est développé, qui s'est ensuite transformé en un réseau européen de 43 stations en République tchèque, en Slovaquie, en Allemagne, en Belgique, aux Pays-Bas, en Autriche et en Suisse. C'est maintenant le seul réseau de boules de feu en activité. Ses stations sont équipées de caméras fish-eye qui permettent de photographier tout l'hémisphère du ciel à la fois. À l'aide de réseaux de boules de feu, il a été possible à plusieurs reprises de retrouver des météorites tombées au sol et de rétablir leur orbite avant une collision avec la Terre.
Observations du soleil. De nombreux observatoires photographient régulièrement le Soleil. Le nombre de taches sombres à sa surface sert d'indicateur d'activité, qui augmente périodiquement en moyenne tous les 11 ans, entraînant une perturbation des communications radio, une augmentation des aurores et d'autres changements dans l'atmosphère terrestre. L'instrument le plus important pour étudier le Soleil est le spectrographe. En faisant passer la lumière du soleil à travers une fente étroite au foyer d'un télescope, puis en la décomposant en un spectre à l'aide d'un prisme ou d'un réseau de diffraction, on peut découvrir la composition chimique de l'atmosphère solaire, la vitesse du mouvement du gaz dans celle-ci, sa température et champ magnétique. À l'aide d'un spectrohéliographe, vous pouvez prendre des photographies du Soleil dans la raie d'émission d'un seul élément, comme l'hydrogène ou le calcium. Des proéminences sont clairement visibles sur eux - d'énormes nuages de gaz volant au-dessus de la surface du Soleil. La région chaude et raréfiée de l'atmosphère solaire est d'un grand intérêt - la couronne, qui n'est généralement visible que pendant les éclipses solaires totales. Cependant, certains observatoires de haute montagne ont créé des télescopes spéciaux - des coronographes sans éclipse, dans lesquels un petit obturateur ("lune artificielle") ferme le disque lumineux du Soleil, permettant d'observer sa couronne à tout moment. De telles observations sont effectuées sur l'île de Capri (Italie), à l'observatoire de Sacramento Peak (Nouveau-Mexique, États-Unis), au Pic du Midi (Pyrénées françaises) et autres.
Observations de la Lune et des planètes. La surface des planètes, des satellites, des astéroïdes et des comètes est étudiée à l'aide de spectrographes et de polarimètres, déterminant la composition chimique de l'atmosphère et les caractéristiques de la surface solide. Très actifs dans ces observations sont les observatoires Lovell (Arizona), Meudon et Pic-du-Midi (France), et Krymskaya (Ukraine). Bien que ces dernières années de nombreux résultats remarquables aient été obtenus à l'aide d'engins spatiaux, les observations au sol n'ont pas perdu de leur pertinence et apportent chaque année de nouvelles découvertes.
Observations d'étoiles. En mesurant l'intensité des raies dans le spectre d'une étoile, les astronomes déterminent l'abondance des éléments chimiques et la température du gaz dans son atmosphère. La position des lignes sur la base de l'effet Doppler détermine la vitesse de l'étoile dans son ensemble, et la forme du profil de la ligne détermine la vitesse des flux de gaz dans l'atmosphère de l'étoile et la vitesse de sa rotation autour de l'axe . Souvent dans le spectre des étoiles, des lignes de matière interstellaire raréfiée sont visibles, situées entre l'étoile et l'observateur terrestre. En observant systématiquement le spectre d'une étoile, on peut étudier les oscillations de sa surface, établir la présence de satellites et de flux de matière, circulant parfois d'une étoile à l'autre. A l'aide d'un spectrographe placé au foyer du télescope, il est possible d'obtenir un spectre détaillé d'une seule étoile en quelques dizaines de minutes de pose. Pour une étude de masse des spectres d'étoiles, un grand prisme est placé devant l'objectif d'une caméra grand angle (Schmidt ou Maksutov). Dans ce cas, une coupe du ciel est obtenue sur une plaque photographique, où chaque image d'une étoile est représentée par son spectre, dont la qualité n'est pas élevée, mais suffisante pour une étude de masse des étoiles. De telles observations sont effectuées depuis de nombreuses années à l'Observatoire de l'Université du Michigan (USA) et à l'Observatoire d'Abastumani (Géorgie). Récemment, des spectrographes à fibre optique ont été créés : des guides de lumière sont placés au foyer du télescope ; chacun d'eux est installé avec une extrémité sur l'image d'une étoile et avec l'autre - sur la fente du spectrographe. Ainsi, pour une seule exposition, vous pouvez obtenir des spectres détaillés de centaines d'étoiles. En faisant passer la lumière d'une étoile à travers différents filtres et en mesurant sa luminosité, on peut déterminer la couleur d'une étoile, qui indique la température de sa surface (la plus bleue, la plus chaude) et la quantité de poussière interstellaire se trouvant entre l'étoile et la observateur (plus il y a de poussière, plus l'étoile est rouge). De nombreuses étoiles changent périodiquement ou au hasard leur luminosité - elles sont appelées variables. Les changements de luminosité associés aux fluctuations de la surface d'une étoile ou aux éclipses mutuelles des composants des systèmes binaires en disent long sur la structure interne des étoiles. Lors de l'étude d'étoiles variables, il est important d'avoir des séries d'observations longues et denses. Par conséquent, les astronomes impliquent souvent des amateurs dans ce travail : même les estimations visuelles de la luminosité des étoiles à travers des jumelles ou un petit télescope ont une valeur scientifique. Les passionnés d'astronomie rejoignent souvent des clubs pour des observations communes. En plus d'étudier les étoiles variables, ils découvrent souvent des comètes et des explosions de nouvelles étoiles, qui apportent également une contribution significative à l'astronomie. Les étoiles faibles ne sont étudiées qu'à l'aide de grands télescopes équipés de photomètres. Par exemple, un télescope d'un diamètre de 1 m recueille 25 000 fois plus de lumière que la pupille de l'œil humain. L'utilisation d'une plaque photographique pendant une longue exposition augmente la sensibilité du système d'un millier de fois. Les photomètres modernes avec récepteurs de lumière électroniques, tels qu'un tube photomultiplicateur, un convertisseur électron-optique ou une matrice CCD à semi-conducteur, sont dix fois plus sensibles que les plaques photographiques et permettent d'enregistrer directement les résultats de mesure dans la mémoire de l'ordinateur.
Observations d'objets faibles. Les observations d'étoiles et de galaxies lointaines sont effectuées à l'aide des plus grands télescopes d'un diamètre de 4 à 10 m, dont le rôle principal revient aux observatoires Mauna Kea (Hawaii), Palomarskaya (Californie), La Silla et Sierra Tololo (Chili) , Observatoire spécial d'astrophysique (Russie). Pour l'étude en masse d'objets faibles, de grandes caméras Schmidt sont utilisées aux observatoires de Tonantzintla (Mexique), Mount Stromlo (Australie), Bloemfontein (Afrique du Sud) et Byurakan (Arménie). Ces observations permettent de pénétrer plus profondément dans l'Univers et d'étudier sa structure et son origine.
Programmes d'observations conjointes. De nombreux programmes d'observation sont menés conjointement par plusieurs observatoires, dont l'interaction est soutenue par l'Union astronomique internationale (UAI). Elle réunit environ 8 000 astronomes du monde entier, compte 50 commissions dans divers domaines scientifiques, réunit de grandes assemblées une fois tous les trois ans et organise chaque année plusieurs grands symposiums et colloques. Chaque commission de l'UAI coordonne les observations d'objets d'une certaine classe : planètes, comètes, étoiles variables, etc. L'UAI coordonne le travail de nombreux observatoires en compilant des cartes stellaires, des atlas et des catalogues. Le Smithsonian Astrophysical Observatory (États-Unis) gère le Bureau central des télégrammes astronomiques, qui informe rapidement tous les astronomes des événements inattendus - explosions d'étoiles nouvelles et supernova, découverte de nouvelles comètes, etc.
OBSERVATOIRES RADIO
Le développement de la technologie des communications radio dans les années 1930-1940 a permis de commencer les observations radio des corps spatiaux. Cette nouvelle "fenêtre" sur l'Univers a apporté de nombreuses découvertes étonnantes. De tout le spectre du rayonnement électromagnétique, seules les ondes optiques et radio traversent l'atmosphère jusqu'à la surface de la Terre. Dans ce cas, la "fenêtre radio" est beaucoup plus large que la fenêtre optique : elle s'étend des longueurs d'onde millimétriques à des dizaines de mètres. En plus des objets connus en astronomie optique - le Soleil, les planètes et les nébuleuses chaudes - des objets auparavant inconnus se sont révélés être des sources d'ondes radio : nuages froids de gaz interstellaire, noyaux galactiques et étoiles qui explosent.
Types de radiotélescopes. L'émission radio des objets spatiaux est très faible. Pour le remarquer dans le contexte d'interférences naturelles et artificielles, des antennes hautement directionnelles sont nécessaires qui reçoivent un signal d'un seul point dans le ciel. Ces antennes sont de deux types. Pour les rayonnements à ondes courtes, ils sont constitués de métal sous la forme d'un miroir parabolique concave (comme un télescope optique), qui concentre le rayonnement incident sur lui au foyer. De tels réflecteurs d'un diamètre allant jusqu'à 100 m - à tour complet - sont capables de regarder n'importe quelle partie du ciel (comme un télescope optique). Les antennes plus grandes sont réalisées sous la forme d'un cylindre parabolique qui ne peut tourner que dans le plan méridien (comme un cercle méridien optique). La rotation autour du deuxième axe assure la rotation de la Terre. Les plus grands paraboloïdes sont rendus immobiles à l'aide de creux naturels dans le sol. Ils ne peuvent observer qu'une zone limitée du ciel. Tableau 2.
LES PLUS GRANDS RADIOTÉLESCOPES
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Le plus grand __ Observatoire _____ Emplacement et année _ taille ____________________ de la structure/du démantèlement
antenne (m)
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1000 1 Institut de physique Lebedev, RAS Serpukhov (Russie) 1963 600 1 Académie spéciale des sciences d'astrophysique de Russie Sev.Kavkaz (Russie) 1975 305 2 Ionosphérique Arecibo Arecibo (Porto Rico) 1963 305 1 Meudon Meudon (France) 1964 183 Danville University of Illinois (Illinois) 1962 122 Hat Creek University of California (Californie) 1960 110 1 Ohio University Delaware (Ohio) 1962 107 Stanford Radio Laboratory Stanford (Californie) 1959 100 Institute. Max Planck Bonn (Allemagne) 1971 76 Jodrell Bank Macclesfield (Angleterre) 1957 ________________________________________________
Remarques:
1 une antenne avec une ouverture non remplie ;
2 antenne fixe. ________________________________________________
Les antennes pour le rayonnement à ondes longues sont montées à partir d'un grand nombre de simples dipôles métalliques, placés sur une superficie de plusieurs kilomètres carrés et interconnectés de sorte que les signaux qu'ils reçoivent ne s'amplifient que s'ils proviennent d'une certaine direction. Comment taille plus grande antennes, la zone la plus étroite du ciel qu'il examine, tout en donnant une image plus claire de l'objet. Un exemple d'un tel instrument est l'UTR-2 (radiotélescope ukrainien en forme de T) de l'Institut de radiophysique et d'électronique de Kharkov de l'Académie des sciences d'Ukraine. La longueur de ses deux bras est de 1860 et 900 m ; c'est l'instrument le plus avancé au monde pour étudier le rayonnement décamétrique dans la gamme de 12 à 30 m.Le principe de combiner plusieurs antennes en un système est également utilisé pour les radiotélescopes paraboliques : en combinant les signaux reçus d'un objet par plusieurs antennes géantes . Cela améliore considérablement la qualité des images radio reçues. De tels systèmes sont appelés interféromètres radio, car les signaux de différentes antennes, lorsqu'ils sont ajoutés, interfèrent les uns avec les autres. Les images des interféromètres radio ne sont pas pires que celles optiques en qualité: les plus petits détails sont d'environ 1 ", et si vous combinez des signaux d'antennes situées sur différents continents, la taille des plus petits détails sur l'image de l'objet peut être réduite d'un millier d'autres fois. Le signal collecté par l'antenne est détecté et amplifié par un récepteur spécial - un radiomètre, qui est généralement accordé sur une fréquence fixe ou change d'accord dans une bande de fréquence étroite. Pour réduire leur propre bruit, les radiomètres sont souvent refroidis à un niveau très bas. température. Le signal amplifié est enregistré sur un magnétophone ou un ordinateur. La puissance du signal reçu est généralement exprimée en termes de "température d'antenne", comme s'il y avait un corps absolument noir d'une température donnée à la place de l'antenne, émettant la même puissance. En mesurant la puissance du signal à différentes fréquences, on construit un spectre radio dont la forme permet de juger du mécanisme de rayonnement et de la nature physique de l'objet. Des observations de radioastronomie peuvent être effectuées mais dont et pendant la journée, si les interférences des installations industrielles n'interfèrent pas : moteurs électriques à étincelles, stations de radio diffusées, radars. Pour cette raison, les observatoires radio sont généralement installés loin des villes. Les radioastronomes n'ont pas d'exigences particulières concernant la qualité de l'atmosphère, mais lorsqu'ils observent à des ondes inférieures à 3 cm, l'atmosphère devient un obstacle, il est donc préférable de placer les antennes à ondes courtes en hauteur dans les montagnes. Certains radiotélescopes sont utilisés comme radars, envoyant un signal puissant et recevant une impulsion réfléchie par l'objet. Cela vous permet de déterminer avec précision la distance aux planètes et aux astéroïdes, de mesurer leur vitesse et même de créer une carte de surface. C'est ainsi qu'ont été obtenues des cartes de la surface de Vénus, qui n'est pas visible en optique à travers son atmosphère dense.
voir également
RADIOASTRONOMIE ;
L'ASTRONOMIE RADAR.
observations radioastronomiques. En fonction des paramètres de l'antenne et des équipements disponibles, chaque observatoire radio se spécialise dans une certaine classe d'objets d'observation. Le soleil, du fait de sa proximité avec la terre, est une puissante source d'ondes radio. L'émission radio provenant de son atmosphère est enregistrée en permanence, ce qui permet de prédire l'activité solaire. Des processus actifs ont lieu dans la magnétosphère de Jupiter et de Saturne, dont les impulsions radio sont régulièrement observées dans les observatoires de Floride, de Santiago et de l'Université de Yale. Les plus grandes antennes d'Angleterre, des États-Unis et de Russie sont utilisées pour le radar planétaire. Une découverte remarquable a été le rayonnement de l'hydrogène interstellaire à une longueur d'onde de 21 cm découvert à l'Observatoire de Leiden (Pays-Bas), puis des dizaines d'autres atomes et molécules complexes, y compris organiques, ont été trouvés dans le milieu interstellaire à l'aide de lignes radio. Les molécules rayonnent particulièrement intensément aux ondes millimétriques, pour la réception desquelles des antennes paraboliques spéciales avec une surface de haute précision sont créées. D'abord, au Cambridge Radio Observatory (Angleterre), puis dans d'autres, depuis le début des années 1950, des relevés systématiques de l'ensemble du ciel ont été effectués pour identifier les sources radio. Certains d'entre eux coïncident avec des objets optiques connus, mais beaucoup n'ont pas d'analogues dans d'autres gammes de rayonnement et, apparemment, sont des objets très éloignés. Au début des années 1960, après avoir découvert des objets ressemblant à des étoiles faibles coïncidant avec des sources radio, les astronomes ont découvert des quasars, des galaxies très lointaines avec des noyaux incroyablement actifs. De temps en temps, certains radiotélescopes tentent de rechercher des signaux provenant de civilisations extraterrestres. Le premier projet de ce type a été le projet US National Radio Astronomy Observatory en 1960 pour rechercher des signaux provenant des planètes d'étoiles proches. Comme toutes les recherches ultérieures, elle a donné un résultat négatif.
ASTRONOMIE EXTRAATMOSPHERE
Étant donné que l'atmosphère terrestre ne transmet pas les rayons X, les infrarouges, les ultraviolets et certains types d'émissions radio à la surface de la planète, des instruments pour leur étude sont installés sur des satellites terrestres artificiels, des stations spatiales ou des véhicules interplanétaires. Ces dispositifs nécessitent un faible poids et une grande fiabilité. Habituellement, des satellites astronomiques spécialisés sont lancés pour observer dans une certaine gamme du spectre. Même les observations optiques sont réalisées de préférence hors de l'atmosphère, ce qui déforme considérablement les images des objets. Malheureusement, la technologie spatiale étant très coûteuse, les observatoires extra-atmosphériques sont créés soit par les pays les plus riches, soit par plusieurs pays en coopération entre eux. Initialement, certains groupes de scientifiques étaient engagés dans le développement d'instruments pour les satellites astronomiques et l'analyse des données obtenues. Mais à mesure que la productivité des télescopes spatiaux augmentait, un système de coopération similaire à celui adopté dans les observatoires nationaux s'est développé. Par exemple, le télescope spatial Hubble (USA) est accessible à tous les astronomes du monde : les demandes d'observations sont acceptées et évaluées, les plus dignes d'entre elles sont réalisées et les résultats sont envoyés au scientifique pour analyse. Cette activité est organisée par le Space Telescope Science Institute.
- (nouvel observatoire lat., d'observare à observer). Bâtiment pour les observations physiques et astronomiques. Dictionnaire des mots étrangers inclus dans la langue russe. Chudinov A.N., 1910. Bâtiment OBSERVATOIRE servant à l'astronomie, ... ... Dictionnaire des mots étrangers de la langue russe
OBSERVATOIRE, une institution de production d'observations astronomiques ou géophysiques (magnétométriques, météorologiques et sismiques) ; d'où la division des observatoires en astronomique, magnétométrique, météorologique et sismique.
observatoire astronomique
Selon leur objectif, les observatoires astronomiques peuvent être divisés en deux types principaux : les observatoires astrométriques et astrophysiques. Observatoires astrométriques sont engagés dans la détermination des positions exactes des étoiles et autres luminaires à des fins différentes et, en fonction de cela, avec différents outils et méthodes. Observatoires astrophysiquesétudier diverses propriétés physiques des corps célestes, telles que la température, la luminosité, la densité, ainsi que d'autres propriétés nécessitant des méthodes physiques d'étude, telles que le mouvement des étoiles le long de la ligne de visée, les diamètres des étoiles déterminés par la méthode d'interférence, etc. De nombreux grands observatoires poursuivent des objectifs mixtes, mais il existe des observatoires à des fins plus étroites, par exemple, pour observer la variabilité de la latitude géographique, pour rechercher de petites planètes, observer des étoiles variables, etc.
Emplacement de l'observatoire doit satisfaire à un certain nombre d'exigences, notamment : 1) l'absence totale de secousses causées par la proximité des voies ferrées, du trafic ou des usines, 2) la plus grande pureté et transparence de l'air - l'absence de poussière, de fumée, de brouillard, 3) l'absence d'illumination du ciel causée par la proximité de la ville, des usines, des gares, etc., 4) le calme de l'air la nuit, 5) un horizon assez dégagé. Les conditions 1, 2, 3 et en partie 5 obligent les observatoires à se déplacer hors de la ville, souvent même à des hauteurs considérables au-dessus du niveau de la mer, créant des observatoires de montagne. La condition 4 dépend d'un certain nombre de facteurs, en partie climatiques généraux (vents, humidité), en partie locaux. Dans tous les cas, cela oblige à éviter les endroits avec de forts courants d'air, par exemple, résultant du fort échauffement du sol par le soleil, de fortes fluctuations de température et d'humidité. Les plus favorables sont les zones couvertes d'un couvert végétal uniforme, avec un climat sec, à une hauteur suffisante au-dessus du niveau de la mer. Les observatoires modernes sont généralement constitués de pavillons séparés situés au milieu d'un parc ou dispersés dans une prairie, dans lesquels des instruments sont installés (Fig. 1).
Sur le côté, il y a des laboratoires - des salles pour les travaux de mesure et de calcul, pour l'étude des plaques photographiques et pour effectuer diverses expériences (par exemple, pour étudier le rayonnement d'un corps complètement noir, comme norme pour déterminer la température des étoiles), une mécanique atelier, une bibliothèque et un logement. Dans l'un des bâtiments, il y a une cave pour l'horloge. Si l'observatoire n'est pas connecté au réseau électrique, sa propre centrale électrique est aménagée.
Equipement instrumental des observatoires varie beaucoup selon la destination. Pour déterminer les ascensions droites et les déclinaisons des luminaires, un cercle méridien est utilisé, qui donne simultanément les deux coordonnées. Dans certains observatoires, à l'instar de l'observatoire de Pulkovo, deux instruments différents sont utilisés à cet effet : un instrument de transit et un cercle vertical, qui permettent de déterminer séparément les coordonnées mentionnées. La plupart des observations sont divisées en fondamentales et relatives. La première consiste en la dérivation indépendante d'un système indépendant d'ascensions droites et de déclinaisons avec la détermination de la position de l'équinoxe vernal et de l'équateur. La seconde consiste à relier des étoiles observées, généralement situées dans une zone de déclinaison étroite (d'où le terme : observations de zone), à des étoiles de référence, dont la position est connue à partir d'observations fondamentales. Pour les observations relatives, la photographie est maintenant de plus en plus utilisée, et cette zone du ciel est prise avec des tubes spéciaux avec une caméra (astrographes) avec une distance focale suffisamment grande (généralement 2-3,4 m). Détermination relative de la position d'objets proches les uns des autres, par exemple, étoiles binaires, planètes mineures et comètes, par rapport aux étoiles proches, satellites de planètes par rapport à la planète elle-même, détermination des parallaxes annuelles - est effectuée à l'aide d'équatoriaux à la fois visuellement - à l'aide d'un micromètre oculaire, et photographique, dans lequel l'oculaire est remplacé par une plaque photographique. A cet effet, les plus grands instruments sont utilisés, avec des objectifs de 0 à 1 m.La variabilité de la latitude est étudiée principalement à l'aide de télescopes zénithaux.
Les principales observations de nature astrophysique sont photométriques, dont la colorimétrie, c'est-à-dire la détermination de la couleur des étoiles, et spectroscopiques. Les premiers sont réalisés au moyen de photomètres montés en instruments indépendants ou, le plus souvent, fixés sur une lunette ou un réflecteur. Pour les observations spectrales, on utilise des spectrographes à fentes, qui sont fixés sur les plus grands réflecteurs (avec un miroir de 0 à 2,5 m) ou, dans les cas obsolètes, sur de grands réfracteurs. Les photographies résultantes des spectres sont utilisées à diverses fins, telles que : détermination des vitesses radiales, des parallaxes spectroscopiques, de la température. Pour une classification générale des spectres stellaires, des outils plus modestes peuvent être utilisés - les soi-disant. chambres prismatiques, composé d'un appareil photo rapide à courte focale avec un prisme devant l'objectif, donnant les spectres de nombreuses étoiles sur une seule plaque, mais avec une faible dispersion. Pour les études spectrales du soleil, ainsi que des étoiles, certains observatoires utilisent ce qu'on appelle. télescopes de tour représentant des avantages connus. Ils consistent en une tour (jusqu'à 45 m de haut), au sommet de laquelle se trouve un céleste, qui envoie les rayons du luminaire verticalement vers le bas ; une lentille est placée légèrement en dessous de la célite, à travers laquelle les rayons passent, se rassemblant au niveau du sol, où ils pénètrent dans un spectrographe vertical ou horizontal, qui est dans des conditions de température constante.
Les outils mentionnés ci-dessus sont montés sur des piliers en pierre solides avec une fondation profonde et large, isolés du reste du bâtiment afin que les vibrations ne soient pas transmises. Les réfracteurs et les réflecteurs sont placés dans des tours rondes (Fig. 2), recouvertes d'un dôme rotatif hémisphérique avec une trappe déroulante à travers laquelle l'observation a lieu.
Pour les réfracteurs, le plancher de la tour est surélevé, de sorte que l'observateur peut facilement atteindre l'extrémité oculaire du télescope à n'importe quelle inclinaison de ce dernier par rapport à l'horizon. Dans les tours à réflecteur, au lieu d'un plancher élévateur, des escaliers et de petites plates-formes élévatrices sont généralement utilisés. Les tours de grands réflecteurs doivent disposer d'un tel dispositif qui assurerait une bonne isolation thermique le jour contre l'échauffement et une ventilation suffisante la nuit, dôme ouvert. Des instruments destinés à l'observation dans une verticale spécifique - un cercle méridien, un instrument de passage et un cercle partiellement vertical - sont installés dans des pavillons en tôle ondulée (Fig. 3), ayant la forme d'un demi-cylindre couché. En ouvrant de larges trappes ou en reculant les parois, un large vide se forme dans le plan du méridien ou de la première verticale, selon l'installation de l'instrument, permettant de faire des observations.
L'appareil du pavillon doit assurer une bonne ventilation, car lors de l'observation, la température de l'air à l'intérieur du pavillon doit être égale à la température extérieure, ce qui élimine la réfraction incorrecte de la ligne de visée, appelée salle de réfraction(Saalréfaction). Avec les instruments à passage et les cercles méridiens, on dispose souvent des mondes, qui sont des marques solides installées dans le plan méridien à une certaine distance de l'instrument.
Les observatoires servant le temps, ainsi que les déterminations fondamentales des ascensions droites, nécessitent un réglage d'horloge important. L'horloge est placée au sous-sol, dans des conditions de température constante. Les tableaux de distribution et les chronographes sont placés dans une salle spéciale pour comparer les heures. Une station de radio y est également installée. Si l'observatoire lui-même envoie des signaux horaires, une installation d'envoi automatique de signaux est également nécessaire ; la transmission se fait par l'une des puissantes stations radio de transmission.
En plus des observatoires fonctionnant en permanence, des observatoires et des stations temporaires sont parfois mis en place, destinés soit à observer des phénomènes à court terme, principalement des éclipses solaires (auparavant également les transits de Vénus à travers le disque solaire), soit à effectuer certains travaux, après lequel un tel observatoire est à nouveau fermé. Ainsi, certains observatoires européens et surtout nord-américains ont ouvert des antennes temporaires - pendant plusieurs années - dans l'hémisphère sud pour observer le ciel austral afin de constituer des catalogues positionnels, photométriques ou spectroscopiques d'étoiles australes en utilisant les mêmes méthodes et outils que ceux utilisés pour la même objectif à l'observatoire principal dans l'hémisphère nord. Le nombre total d'observatoires astronomiques actuellement en activité atteint 300. Certaines données, à savoir : l'emplacement, les principaux instruments et les principaux travaux concernant les principaux observatoires modernes sont données dans le tableau.
observatoire magnétique
Un observatoire magnétique est une station effectuant des observations régulières d'éléments géomagnétiques. C'est un point de référence pour les levés géomagnétiques de la zone qui lui est adjacente. Le matériel fourni par l'observatoire magnétique est fondamental dans l'étude de la vie magnétique terrestre. Le travail d'un observatoire magnétique peut être divisé selon les cycles suivants : 1) l'étude des variations temporelles des éléments du magnétisme terrestre, 2) leurs mesures régulières en mesure absolue, 3) l'étude et l'étude des instruments géomagnétiques utilisés dans les levés magnétiques , 4) travaux de recherche spéciaux dans les domaines des phénomènes géomagnétiques.
Pour mener à bien ces travaux, l'observatoire magnétique dispose d'un ensemble d'instruments géomagnétiques usuels permettant de mesurer en absolu les éléments du magnétisme terrestre : théodolite magnétique et inclinateur, généralement du type à induction, car plus avancé. Ces appareils b. par rapport aux instruments standard disponibles dans chaque pays (en URSS, ils sont stockés à l'Observatoire magnétique de Slutsk), à son tour par rapport à la norme internationale à Washington. Pour étudier les variations temporelles du champ magnétique terrestre, l'observatoire dispose d'un ou deux ensembles d'instruments variationnels - variomètres D, H et Z - permettant d'enregistrer en continu l'évolution des éléments du magnétisme terrestre au cours du temps. Le principe de fonctionnement des appareils ci-dessus - voir magnétisme terrestre. Les constructions des plus courantes d'entre elles sont décrites ci-dessous.
Un théodolite magnétique pour les mesures absolues de H est illustré à la Fig. 4 et 5. Ici A est un cercle horizontal, dont les lectures sont prises à l'aide de microscopes B ; I - tube pour les observations par la méthode d'autocollimation ; C - une maison pour l'aimant m, D - un dispositif de verrouillage fixé à la base du tube, à l'intérieur duquel passe un fil, supportant l'aimant m. Dans la partie supérieure de ce tube, il y a une tête F, avec laquelle le fil est fixé. Des aimants de déviation (auxiliaires) sont placés sur les lagers M 1 et M 2 ; l'orientation de l'aimant sur eux est déterminée par des cercles spéciaux avec des lectures à l'aide des microscopes a et b. Les observations de déclinaison sont effectuées à l'aide du même théodolite, ou un déclinateur spécial est installé, dont la conception est en termes généraux la même que celle de l'appareil décrit, mais sans dispositifs pour les déviations. Pour déterminer l'emplacement du vrai nord sur le cercle azimutal, une mesure spécialement définie est utilisée, dont l'azimut vrai est déterminé à l'aide de mesures astronomiques ou géodésiques.
L'inductance de terre (inclinateur) pour déterminer l'inclinaison est illustrée à la Fig. 6 et 7. Une double bobine S peut tourner autour d'un axe reposant sur des roulements montés dans une couronne R. La position de l'axe de rotation de la bobine est déterminée par un cercle vertical V à l'aide des microscopes M, M. H est un cercle horizontal qui sert à placer l'axe de la bobine dans le plan du méridien magnétique, K - un interrupteur pour convertir le courant alternatif, obtenu en faisant tourner la bobine, en courant continu. A partir des bornes de ce commutateur, le courant est fourni à un galvanomètre sensible avec un système magnétique saturé.
Le variomètre H est représenté sur la Fig. 8. A l'intérieur d'une petite chambre, un aimant M est suspendu à un fil de quartz ou à un bifilaire. Le point d'attache supérieur du fil est au sommet du tube de suspension et est relié à la tête T, qui peut tourner autour de la verticale. axe.
Un miroir S est solidaire de l'aimant, sur lequel tombe un faisceau lumineux provenant de l'illuminateur de l'appareil d'enregistrement. A côté du miroir est fixé un miroir fixe B dont le but est de tracer une ligne de base sur le magnétogramme. L est une lentille qui donne une image de la fente de l'illuminateur sur le tambour de l'appareil d'enregistrement. Une lentille cylindrique est installée devant le tambour, réduisant cette image à un point. Que. l'enregistrement sur papier photographique vissé sur le tambour se fait en déplaçant le long de la génératrice du tambour une tache lumineuse issue d'un faisceau lumineux réfléchi par le miroir S. La conception du variomètre B est la même que celle du dispositif décrit, à l'exception de l'orientation de l'aimant M par rapport au miroir S.
Le variomètre Z (Fig. 9) consiste essentiellement en un système magnétique oscillant autour d'un axe horizontal. Le système est enfermé à l'intérieur de la chambre 1, qui présente une ouverture dans sa partie avant, fermée par une lentille 2. Les oscillations du système magnétique sont enregistrées par l'enregistreur grâce à un miroir, qui est fixé au système. Pour construire la ligne de base, un miroir fixe est utilisé, situé à côté du mobile. Emplacement général variomètres pendant les observations est illustré à la Fig. Dix.
Ici R est l'appareil d'enregistrement, U est son mouvement d'horlogerie, qui fait tourner le tambour W avec du papier photosensible, l est une lentille cylindrique, S est l'illuminateur, H, D, Z sont des variomètres pour les éléments correspondants du magnétisme terrestre. Dans le variomètre Z, les lettres L, M et t désignent respectivement la lentille, le miroir relié au système magnétique et le miroir fixé au dispositif d'enregistrement des températures. En fonction des tâches particulières auxquelles participe l'observatoire, son équipement complémentaire est déjà d'une nature particulière. Le fonctionnement fiable des instruments géomagnétiques nécessite des conditions particulières dans le sens d'absence de champs magnétiques perturbateurs, de constance de température, etc. par conséquent, les observatoires magnétiques sont éloignés de la ville avec ses installations électriques et disposés de manière à garantir le degré de constance de température souhaité. Pour cela, les pavillons où sont effectuées les mesures magnétiques sont généralement construits avec des doubles parois et le système de chauffage est situé le long du couloir formé par les parois extérieures et intérieures du bâtiment. Afin d'exclure l'influence mutuelle des instruments variationnels sur les instruments normaux, les deux sont généralement installés dans des pavillons différents, quelque peu éloignés l'un de l'autre. Lors de la construction de tels bâtiments, b. une attention particulière a été accordée au fait qu'il n'y avait pas de masses de fer à l'intérieur et à proximité, en particulier celles en mouvement. En ce qui concerne le câblage électrique, b. conditions sont remplies qui garantissent l'absence de champs magnétiques de courant électrique (câblage bifilaire). La proximité de structures créant des secousses mécaniques est inacceptable.
Puisque l'observatoire magnétique est le point principal pour l'étude de la vie magnétique : la terre, exigence b. ou M. leur distribution uniforme sur toute la surface du globe. À l'heure actuelle, cette exigence n'est qu'approximativement satisfaite. Le tableau ci-dessous, présentant la liste des observatoires magnétiques, donne une idée de la mesure dans laquelle cette exigence a été satisfaite. Dans le tableau, les italiques indiquent la variation annuelle moyenne de l'élément de magnétisme terrestre, due au cours séculaire.
Le matériel le plus riche collecté par les observatoires magnétiques consiste en l'étude des variations temporelles des éléments géomagnétiques. Cela inclut le cours quotidien, annuel et séculaire, ainsi que ces changements soudains du champ magnétique terrestre, appelés orages magnétiques. A la suite de l'étude des variations diurnes, il est devenu possible d'y distinguer l'influence de la position du soleil et de la lune par rapport au lieu d'observation et d'établir le rôle de ces deux corps cosmiques dans les variations diurnes du rayonnement géomagnétique. éléments. La principale cause de variation est le soleil; l'influence de la lune ne dépasse pas 1/15 de l'action du premier luminaire. L'amplitude des fluctuations diurnes a en moyenne une valeur de l'ordre de 50 γ (γ = 0,00001 gauss, voir Magnétisme terrestre), soit environ 1/1000 de la contrainte totale ; elle varie selon la latitude géographique du lieu d'observation et dépend fortement de la période de l'année. En règle générale, l'amplitude des variations diurnes en été est plus importante qu'en hiver. L'étude de la distribution temporelle des orages magnétiques a conduit à s'assurer de leur lien avec l'activité solaire. Le nombre de tempêtes et leur intensité coïncident dans le temps avec le nombre de taches solaires. Cette circonstance a permis à Stormer de créer une théorie expliquant l'occurrence des orages magnétiques par la pénétration dans les couches supérieures de notre atmosphère de charges électriques émises par le soleil pendant les périodes de sa plus grande activité, et par la formation parallèle d'un anneau d'électrons en mouvement à une hauteur considérable, presque en dehors de l'atmosphère, dans le plan de l'équateur terrestre.
observatoire météorologique
observatoire météorologique, la plus haute institution scientifique pour l'étude des questions liées à la vie physique de la terre au sens le plus large. Ces observatoires traitent désormais non seulement des questions purement météorologiques et climatologiques et du service météorologique, mais incluent également dans le cadre de leurs tâches les questions du magnétisme terrestre, de l'électricité atmosphérique et de l'optique atmosphérique ; certains observatoires effectuent même des observations sismiques. Par conséquent, ces observatoires ont un nom plus large - observatoires ou instituts géophysiques.
Les observations propres des observatoires dans le domaine de la météorologie sont destinées à fournir un matériel strictement scientifique des observations faites sur les éléments météorologiques, nécessaires aux fins de la climatologie, du service météorologique et répondant à un certain nombre de demandes pratiques basées sur les enregistrements des enregistreurs avec enregistrement continu de tous les changements au cours des éléments météorologiques. Des observations directes à certaines heures urgentes sont faites sur des éléments tels que la pression atmosphérique (voir Baromètre), sa température et son humidité (voir Hygromètre), la direction et la vitesse du vent, l'ensoleillement, les précipitations et l'évaporation, l'enneigement, la température du sol et d'autres phénomènes atmosphériques selon le programme de météorologie ordinaire, stations de 2ème catégorie. En plus de ces observations de programme, des observations de contrôle sont effectuées dans les observatoires météorologiques, et des études méthodologiques sont également menées, se traduisant par la mise en place et l'expérimentation de nouvelles méthodes d'observation des phénomènes, déjà en partie étudiées ; et pas étudié du tout. Les observations d'observatoire doivent être de longue durée afin de pouvoir en tirer un certain nombre de conclusions afin d'obtenir avec suffisamment de précision les valeurs "normales" moyennes, de déterminer l'amplitude des fluctuations non périodiques inhérentes à un lieu d'observation donné , et de déterminer la régularité du déroulement de ces phénomènes dans le temps.
En plus de faire leurs propres observations météorologiques, l'une des principales tâches des observatoires est d'étudier l'ensemble du pays dans son ensemble ou ses régions individuelles en termes physiques et ch. arr. en termes de climat. Le matériel d'observation provenant du réseau de stations météorologiques à l'observatoire est soumis ici à une étude détaillée, un contrôle et une vérification approfondie afin de sélectionner les observations les plus bénignes qui peuvent déjà être utilisées pour un développement ultérieur. Les premiers résultats de ce matériel vérifié sont publiés dans les publications de l'observatoire. Ces publications sur le réseau des anciennes gares. La Russie et l'URSS couvrent les observations à partir de 1849. Ces publications publient ch. arr. conclusions des observations, et seulement pour un petit nombre de stations, les observations sont imprimées en entier.
Le reste du matériel traité et vérifié est stocké dans les archives de l'observatoire. À la suite d'une étude approfondie et minutieuse de ces matériaux, diverses monographies paraissent de temps à autre, caractérisant soit la technique de traitement, soit concernant le développement d'éléments météorologiques individuels.
L'une des spécificités des activités des observatoires est un service spécial de prévision et d'alerte sur l'état du temps. À l'heure actuelle, ce service a été séparé de l'Observatoire géophysique principal sous la forme d'un institut indépendant - le Bureau météorologique central. Pour montrer le développement et les réalisations de notre service météorologique, vous trouverez ci-dessous des données sur le nombre de télégrammes reçus par le Bureau météorologique par jour depuis 1917.
À l'heure actuelle, le Bureau météorologique central reçoit à lui seul jusqu'à 700 télégrammes internes, en dehors des rapports. De plus, des travaux de grande envergure y sont menés pour améliorer les méthodes de prévision météorologique. Quant au degré de réussite des prévisions à court terme, il est déterminé à 80-85 %. En plus des prévisions à court terme, des méthodes ont maintenant été développées et des prévisions à long terme de la nature générale du temps pour la saison à venir ou pour de courtes périodes, ou des prévisions détaillées sur des problèmes particuliers (ouverture et gel des rivières, inondations, orages , tempêtes de neige, grêle, etc.) sont en cours.
Pour que les observations faites aux stations du réseau météorologique soient comparables entre elles, il faut que les instruments utilisés pour faire ces observations soient comparés aux normes "normales" adoptées lors des congrès internationaux. La tâche de vérifier les instruments est résolue par un département spécial de l'observatoire; à toutes les stations du réseau, seuls des instruments testés à l'observatoire et munis de certificats spéciaux sont utilisés, donnant soit des corrections, soit des constantes pour les instruments correspondants dans des conditions d'observation données. De plus, dans le même but de comparabilité des résultats des observations météorologiques directes aux stations et à l'observatoire, ces observations doivent être réalisées dans des périodes strictement définies et selon un programme précis. Dans cette perspective, l'observatoire édicte des instructions particulières pour faire des observations, révisées de temps à autre sur la base des expériences, des progrès de la science, et conformément aux décisions des congrès et conférences internationales. L'observatoire, quant à lui, calcule et publie des tables spéciales pour le traitement des observations météorologiques faites aux stations.
En plus des recherches météorologiques, un certain nombre d'observatoires effectuent également des études actinométriques et des observations systématiques de l'intensité du rayonnement solaire, du rayonnement diffus et du rayonnement terrestre. À cet égard, l'observatoire de Slutsk (ancien Pavlovsk) est bien connu, où un grand nombre d'instruments ont été conçus à la fois pour des mesures directes et pour l'enregistrement automatique continu des changements dans divers éléments de rayonnement (actinographes), et ces instruments ont été installé ici pour fonctionner plus tôt que dans les observatoires d'autres pays. Dans certains cas, des études sont en cours pour étudier l'énergie dans des parties individuelles du spectre en plus du rayonnement intégral. Les questions liées à la polarisation de la lumière font également l'objet d'une étude particulière des observatoires.
Vols scientifiques en ballons et ballons libres, effectués à plusieurs reprises pour des observations directes de l'état des éléments météorologiques dans l'atmosphère libre, bien qu'ils aient fourni un certain nombre de données très précieuses pour comprendre la vie de l'atmosphère et les lois qui la régissent, néanmoins, ces vols n'avaient que très utilisation limitée dans la vie de tous les jours en raison des coûts importants qui y sont associés, ainsi que de la difficulté d'atteindre de grands sommets. Les succès de l'aviation ont imposé des exigences persistantes pour s'assurer de l'état des éléments météorologiques et Ch. arr. direction et vitesse du vent à différentes hauteurs dans l'atmosphère libre, etc. mis en avant l'importance de la recherche aérologique. Des instituts spéciaux ont été organisés, des méthodes spéciales ont été développées pour élever des enregistreurs de différentes conceptions, qui sont élevés à une hauteur sur des cerfs-volants ou à l'aide de ballons en caoutchouc spéciaux remplis d'hydrogène. Les enregistrements de ces enregistreurs fournissent des informations sur l'état de la pression, de la température et de l'humidité, ainsi que sur la vitesse et la direction du mouvement de l'air à différentes altitudes dans l'atmosphère. Dans le cas où seules des informations sur le vent dans différentes couches sont requises, les observations sont effectuées sur de petits ballons pilotes libérés librement du point d'observation. Etant donné la grande importance de telles observations pour les besoins du transport aérien, l'observatoire organise tout un réseau de points aérologiques ; le traitement des résultats des observations effectuées, ainsi que la solution d'un certain nombre de problèmes d'importance théorique et pratique concernant le mouvement de l'atmosphère, sont effectués dans des observatoires. Les observations systématiques dans les observatoires de haute montagne fournissent également des éléments pour comprendre les lois de la circulation atmosphérique. En outre, ces observatoires de haute montagne sont importants pour les questions relatives à l'alimentation des rivières provenant des glaciers et les problèmes d'irrigation connexes, ce qui est important dans les climats semi-désertiques, par exemple en Asie centrale.
En ce qui concerne les observations sur les éléments de l'électricité atmosphérique, effectuées dans les observatoires, il faut indiquer qu'elles sont directement liées à la radioactivité et, de plus, ont une certaine importance dans le développement de la production agricole. des cultures. Le but de ces observations est de mesurer la radioactivité et le degré d'ionisation de l'air, ainsi que de déterminer l'état électrique des précipitations qui tombent au sol. Toutes les perturbations qui se produisent dans le champ électrique de la terre provoquent des perturbations dans les communications sans fil, et parfois même dans les communications filaires. Les observatoires situés dans les zones côtières incluent dans leur programme de travail et de recherche l'étude de l'hydrologie de la mer, les observations et les prévisions de l'état de la mer, ce qui est d'une importance directe pour les besoins du transport maritime.
En plus d'obtenir du matériel d'observation, de le traiter et d'éventuelles conclusions, dans de nombreux cas, il semble nécessaire de soumettre les phénomènes observés dans la nature à une étude expérimentale et théorique. De là découlent les travaux de laboratoire et de recherche mathématique menés par les observatoires. Dans les conditions d'une expérience de laboratoire, il est parfois possible de reproduire tel ou tel phénomène atmosphérique, d'étudier de manière exhaustive les conditions de son apparition et ses causes. À cet égard, on peut citer les travaux menés à l'Observatoire géophysique principal, par exemple, sur l'étude du phénomène de glace de fond et la détermination de mesures pour lutter contre ce phénomène. De la même manière, le problème de la vitesse de refroidissement d'un corps chauffé dans un courant d'air a été étudié au laboratoire de l'observatoire, ce qui est directement lié à la solution du problème du transfert de chaleur dans l'atmosphère. Enfin, l'analyse mathématique trouve une large application dans la résolution d'un certain nombre de problèmes liés aux processus et à divers phénomènes qui se produisent dans les conditions atmosphériques, par exemple la circulation, les mouvements turbulents, etc. En conclusion, nous donnons une liste d'observatoires situés en URSS . En premier lieu, il faut mettre l'Observatoire géophysique principal (Leningrad), fondé en 1849 ; à côté, car sa branche suburbaine se trouve un observatoire à Slutsk. Ces institutions accomplissent des tâches à l'échelle de l'ensemble de l'Union. En plus d'eux, un certain nombre d'observatoires ayant des fonctions d'importance républicaine, régionale ou régionale: l'Institut géophysique de Moscou, l'Institut météorologique d'Asie centrale de Tachkent, l'Observatoire géophysique de Tiflis, Kharkov, Kiev, Sverdlovsk, Irkoutsk et Vladivostok, ont organisé par les instituts géophysiques de Saratov pour la région de la Basse Volga et de Novossibirsk pour la Sibérie occidentale. Il existe un certain nombre d'observatoires sur les mers - à Arkhangelsk et un observatoire nouvellement organisé à Aleksandrovsk pour le bassin nord, à Cronstadt - pour la mer Baltique, à Sébastopol et Feodosia - pour les mers Noire et Azov, à Bakou - pour la Caspienne Mer et à Vladivostok - pour l'océan Pacifique. Un certain nombre d'anciennes universités ont également des observatoires avec des travaux majeurs dans le domaine de la météorologie et de la géophysique en général - Kazan, Odessa, Kiev, Tomsk. Tous ces observatoires non seulement effectuent des observations ponctuelles, mais organisent également des recherches expéditionnaires, indépendantes ou complexes, sur divers problèmes et départements de géophysique, contribuant ainsi grandement à l'étude des forces productives de l'URSS.
observatoire sismique
observatoire sismique sert à enregistrer et à étudier les tremblements de terre. L'instrument principal dans la pratique de la mesure des tremblements de terre est un sismographe, qui enregistre automatiquement toute secousse qui se produit dans un certain plan. Par conséquent, une série de trois instruments, dont deux sont des pendules horizontaux qui capturent et enregistrent les composantes de mouvement ou de vitesse qui se produisent dans la direction du méridien (NS) et parallèle (EW), et le troisième est un pendule vertical pour l'enregistrement déplacements verticaux, est nécessaire et suffisante pour résoudre la question de la localisation de la région épicentrale et de la nature du séisme qui s'est produit. Malheureusement, la plupart des stations sismiques ne sont équipées que d'instruments de mesure des composantes horizontales. La structure générale de l'organisation du service sismique en URSS est la suivante. Le tout est dirigé par l'Institut sismique, qui fait partie de l'Académie des sciences de l'URSS à Leningrad. Cette dernière gère les activités scientifiques et pratiques des postes d'observation - observatoires sismiques et diverses stations situées dans certaines régions du pays et effectuant des observations selon un programme précis. L'Observatoire sismique central de Pulkovo, d'une part, est engagé dans la production d'observations régulières et continues des trois composantes du mouvement de la croûte terrestre à travers plusieurs séries d'instruments d'enregistrement, d'autre part, il effectue une étude comparative d'appareils et de procédés de traitement de sismogrammes. De plus, sur la base de leur propre étude et expérience, d'autres stations du réseau sismique sont instruites ici. Conformément au rôle si important que joue cet observatoire dans l'étude du pays au sens sismique, il dispose d'un pavillon souterrain spécialement aménagé pour que tous les effets extérieurs - changements de température, vibrations des bâtiments sous l'influence des coups de vent, etc. - sont éliminés. L'une des salles de ce pavillon est isolée des murs et du sol du bâtiment commun et contient la plus importante série d'instruments de très haute sensibilité. Les instruments conçus par l'académicien B. B. Golitsyn sont d'une grande importance dans la pratique de la sismométrie moderne. Dans ces appareils, le mouvement des pendules peut être enregistré non pas mécaniquement, mais à l'aide de ce que l'on appelle enregistrement galvanométrique, à laquelle il y a un changement d'état électrique dans la bobine se déplaçant avec le pendule du sismographe dans le champ magnétique d'un aimant puissant. Au moyen de fils, chaque bobine est reliée à un galvanomètre dont l'aiguille oscille avec le mouvement du pendule. Un miroir fixé à une aiguille de galvanomètre permet de suivre les évolutions en cours de l'instrument, soit directement, soit à l'aide d'un enregistrement photographique. Que. il n'est pas nécessaire d'entrer dans la salle avec des instruments et de perturber ainsi l'équilibre des instruments avec des courants d'air. Avec cette configuration, les instruments peuvent avoir une sensibilité très élevée. En plus de ceux indiqués, les sismographes avec enregistrement mécanique. Leur conception est plus grossière, la sensibilité est beaucoup plus faible et, à l'aide de ces appareils, il est possible de contrôler et, surtout, de restaurer les enregistrements d'appareils à haute sensibilité en cas de divers types de pannes. À l'observatoire central, en plus des travaux en cours, de nombreuses études spéciales d'importance scientifique et appliquée sont également menées.
Observatoires ou stations de 1ère catégorie conçu pour enregistrer les séismes lointains. Ils sont équipés d'instruments d'une sensibilité suffisamment élevée et, dans la plupart des cas, ils sont équipés d'un ensemble d'instruments pour les trois composantes du mouvement de la Terre. L'enregistrement synchrone des lectures de ces instruments permet de déterminer l'angle de sortie des rayons sismiques, et à partir des enregistrements d'un pendule vertical, il est possible de décider de la nature de l'onde, c'est-à-dire de déterminer quand une compression ou une raréfaction approche des vagues. Certaines de ces stations disposent encore d'appareils d'enregistrement mécanique, c'est-à-dire moins sensibles. Un certain nombre de stations, en plus des stations générales, traitent de problèmes locaux d'importance pratique significative, par exemple, à Makeevka (Donbass), selon les enregistrements des instruments, on peut trouver un lien entre les phénomènes sismiques et les émissions de grisou ; installations à Bakou permettent de déterminer l'effet des phénomènes sismiques sur le régime des sources pétrolières, etc. Tous ces observatoires publient des bulletins indépendants, dans lesquels, outre informations générales des informations sur les tremblements de terre sont données sur la position de la station et sur les instruments, indiquant les moments d'apparition des vagues d'ordres divers, les maxima successifs dans la phase principale, les maxima secondaires, etc. De plus, les données sont rapportées sur le sol lui-même déplacements lors des tremblements de terre.
Pour terminer points sismiques d'observation de 2ème catégorie conçu pour enregistrer des tremblements de terre qui ne sont pas particulièrement éloignés ou même locaux. De ce fait, ces stations sont situées Ch. arr. dans les zones sismiques telles que le Caucase, le Turkestan, l'Altaï, le Baïkal, la péninsule du Kamtchatka et l'île de Sakhaline dans notre Union. Ces stations sont équipées de pendules lourds à repérage mécanique, disposent de pavillons spéciaux semi-enterrés pour les installations ; ils déterminent les moments d'apparition des ondes primaires, secondaires et longues, ainsi que la distance à l'épicentre. Tous ces observatoires sismiques sont aussi au service du temps, puisque les observations instrumentales sont estimées avec une précision de quelques secondes.
Parmi les autres questions traitées par l'observatoire spécial, nous signalons l'étude de l'attraction luno-solaire, c'est-à-dire les mouvements de marée de la croûte terrestre, analogues aux phénomènes de flux et reflux observés dans la mer. Pour ces observations, entre autres, un observatoire spécial a été construit à l'intérieur d'une colline près de Tomsk, et 4 pendules horizontaux du système Zellner ont été installés ici dans 4 azimuts différents. À l'aide d'installations sismiques spéciales, des observations ont été faites sur les vibrations des murs des bâtiments sous l'influence du fonctionnement des moteurs diesel, des observations des vibrations des culées de ponts, en particulier ferroviaires, lors du mouvement des trains sur eux , observations du régime sources minérales etc. Récemment, des observatoires sismiques ont entrepris des observations expéditionnaires spéciales afin d'étudier la localisation et la distribution des couches souterraines, ce qui est d'une grande importance dans la recherche de minéraux, surtout si ces observations sont accompagnées de travaux gravimétriques. Enfin, un travail expéditionnaire important des observatoires sismiques est la production de niveaux de haute précision dans les zones soumises à des événements sismiques importants, car des travaux répétés dans ces zones permettent de déterminer avec précision l'amplitude des déplacements horizontaux et verticaux qui se sont produits en conséquence. de tel ou tel tremblement de terre, et de faire des prévisions pour d'autres déplacements et événements sismiques.
Observatoires astronomiques (en astronomie). Description des observatoires dans l'Antiquité et dans le monde moderne.
Un observatoire astronomique est une institution scientifique conçue pour observer les corps célestes. Il est construit sur une hauteur d'où l'on peut regarder n'importe où. Tous les observatoires sont nécessairement équipés de télescopes et d'équipements similaires pour les observations astronomiques et géophysiques.
1. "Observatoires" astronomiques dans l'Antiquité.
Depuis l'Antiquité, pour les observations astronomiques, les gens ont été localisés sur des collines ou des terrains élevés. Les pyramides servaient aussi à l'observation.
Non loin de la forteresse de Karnak, située dans la ville de Louxor, se trouve un sanctuaire de Ra - Gorakhte. Le jour du solstice d'hiver, le lever du soleil a été observé à partir de là.
Le plus ancien prototype d'observatoire astronomique est le célèbre Stonehenge. On suppose que dans un certain nombre de paramètres, cela correspondait aux levers de soleil les jours du solstice d'été.
2. Les premiers observatoires astronomiques.
Déjà en 1425, l'un des premiers observatoires était achevé près de Samarcande. C'était unique, car il n'y avait rien de tel ailleurs.
Plus tard, le roi danois a pris une île près de la Suède pour créer un observatoire astronomique. Deux observatoires ont été construits. Et pendant 21 ans, l'activité du roi s'est poursuivie sur l'île, au cours de laquelle les gens ont appris de plus en plus sur ce qu'est l'Univers.
3. Observatoires d'Europe et de Russie.
Bientôt, des observatoires ont commencé à être rapidement créés en Europe. L'un des premiers fut l'observatoire de Copenhague.
L'un des observatoires les plus majestueux de cette époque fut construit à Paris. Les meilleurs scientifiques y travaillent.
L'Observatoire royal de Greenwich doit sa popularité au fait que le "méridien de Greenwich" passe par l'axe de l'instrument de transit. Elle a été fondée sur ordre du souverain Charles II. La construction a été justifiée par la nécessité de mesurer la longitude d'un lieu lors de la navigation.
Après la construction des observatoires de Paris et de Greenwich, des observatoires d'État ont commencé à être créés dans de nombreux autres pays européens. Plus de 100 observatoires commencent à fonctionner. Ils opèrent dans presque tous les établissements d'enseignement et le nombre d'observatoires privés augmente.
Parmi les premiers, l'observatoire de l'Académie des sciences de Saint-Pétersbourg a été construit. En 1690, sur la Dvina du Nord, près d'Arkhangelsk, l'observatoire astronomique fondamental de Russie a été créé. En 1839, un autre observatoire, Pulkovo, est ouvert. L'observatoire de Pulkovo était et est de la plus grande importance par rapport aux autres. L'Observatoire astronomique de l'Académie des sciences de Saint-Pétersbourg a été fermé et ses nombreux instruments et instruments ont été déplacés à Pulkovo.
Le début d'une nouvelle étape dans le développement de la science astronomique fait référence à la création de l'Académie des sciences.
Avec l'effondrement de l'URSS, les coûts de développement de la recherche sont réduits. Pour cette raison, des observatoires non affiliés à l'État équipés d'une technologie de niveau professionnel commencent à apparaître dans le pays.
Un observatoire astronomique est une institution de recherche dans laquelle sont effectuées des observations systématiques de corps et de phénomènes célestes.
Habituellement, l'observatoire est construit sur une zone élevée, d'où s'ouvrent de bonnes perspectives. L'observatoire est équipé d'instruments d'observation : télescopes optiques et radio, d'instruments de traitement des résultats d'observations : astrographes, spectrographes, astrophotomètres et autres appareils de caractérisation des corps célestes.
De l'histoire de l'observatoire
Il est même difficile de nommer l'époque à laquelle les premiers observatoires sont apparus. Bien sûr, il s'agissait de structures primitives, mais néanmoins, des observations de corps célestes y ont été effectuées. Les observatoires les plus anciens sont situés en Assyrie, à Babylone, en Chine, en Égypte, en Perse, en Inde, au Mexique, au Pérou et dans d'autres États. Les anciens prêtres, en effet, ont été les premiers astronomes, car ils ont observé le ciel étoilé.
Un observatoire datant de l'âge de pierre. Il est situé près de Londres. Ce bâtiment était à la fois un temple et un lieu d'observations astronomiques - l'interprétation de Stonehenge en tant que grand observatoire de l'âge de pierre appartient à J. Hawkins et J. White. Les hypothèses selon lesquelles il s'agit du plus ancien observatoire sont basées sur le fait que ses dalles de pierre sont installées dans un certain ordre. Il est bien connu que Stonehenge était un lieu sacré des druides - représentants de la caste sacerdotale des anciens Celtes. Les druides connaissaient très bien l'astronomie, par exemple, la structure et le mouvement des étoiles, la taille de la Terre et des planètes, et divers phénomènes astronomiques. A propos d'où ils ont obtenu cette connaissance, la science n'est pas connue. On pense qu'ils les ont hérités des véritables bâtisseurs de Stonehenge et, grâce à cela, ils avaient un grand pouvoir et une grande influence.
Un autre ancien observatoire a été trouvé sur le territoire de l'Arménie, construit il y a environ 5 000 ans.
Au XVe siècle à Samarcande, le grand astronome Oulougbek construit un observatoire exceptionnel pour son époque, dans lequel l'instrument principal était un énorme quadrant pour mesurer les distances angulaires des étoiles et d'autres corps (lire à ce sujet sur notre site Web : http://website/index.php/earth/rabota-astrnom /10-etapi-astronomii/12-sredneverovaya-astronomiya).
Le premier observatoire au sens moderne du terme fut le célèbre musée d'Alexandrie arrangé par Ptolémée II Philadelphe. Aristillus, Timocharis, Hipparchus, Aristarchus, Eratosthenes, Geminus, Ptolemy et d'autres ont obtenu ici des résultats sans précédent. Ici, pour la première fois, des instruments à cercles divisés ont commencé à être utilisés. Aristarque a installé un cercle de cuivre dans le plan de l'équateur et avec son aide a observé directement les temps de passage du Soleil à travers les équinoxes. Hipparque a inventé l'astrolabe (un instrument astronomique basé sur le principe de la projection stéréographique) avec deux cercles perpendiculaires entre eux et des dioptries pour les observations. Ptolémée a introduit des quadrants et les a installés avec un fil à plomb. La transition des cercles complets aux quadrants était, en fait, un pas en arrière, mais l'autorité de Ptolémée a gardé les quadrants dans les observatoires jusqu'à l'époque de Römer, qui a prouvé que les cercles complets faisaient des observations plus précises; cependant, les quadrants n'ont été complètement abandonnés qu'au début du 19e siècle.
Les premiers observatoires de type moderne ont commencé à être construits en Europe après l'invention du télescope au XVIIe siècle. Le premier grand observatoire d'État - Parisien. Il a été construit en 1667. Outre les quadrants et autres instruments de l'astronomie ancienne, de grands télescopes réfracteurs étaient déjà utilisés ici. En 1675 a ouvert Observatoire royal de Greenwich en Angleterre, à la périphérie de Londres.
Il existe plus de 500 observatoires dans le monde.
Observatoires russes
Le premier observatoire en Russie était l'observatoire privé des A.A. Lyubimov à Kholmogory, région d'Arkhangelsk, a ouvert ses portes en 1692. En 1701, par décret de Pierre Ier, un observatoire a été créé à l'école de navigation de Moscou. En 1839, l'observatoire Pulkovo près de Saint-Pétersbourg a été fondé, équipé des instruments les plus avancés, ce qui a permis d'obtenir des résultats de haute précision. Pour cela, l'observatoire Pulkovo a été nommé la capitale astronomique du monde. Il existe maintenant plus de 20 observatoires astronomiques en Russie, parmi lesquels l'Observatoire astronomique principal (Pulkovo) de l'Académie des sciences est le principal.
Observatoires du monde
Parmi les observatoires étrangers, les plus grands sont Greenwich (Grande-Bretagne), Harvard et Mount Palomar (USA), Potsdam (Allemagne), Cracovie (Pologne), Byurakan (Arménie), Vienne (Autriche), Crimée (Ukraine), etc. Observatoires de différents pays partagent les résultats d'observations et de recherches, travaillent souvent sur le même programme pour développer les données les plus précises.
Le dispositif des observatoires
Pour les observatoires modernes, une vue caractéristique est la construction d'une forme cylindrique ou polyédrique. Ce sont des tours dans lesquelles sont installés des télescopes. Les observatoires modernes sont équipés de télescopes optiques situés dans des bâtiments à dôme fermé ou de radiotélescopes. Le rayonnement lumineux collecté par les télescopes est enregistré par des méthodes photographiques ou photoélectriques et analysé pour obtenir des informations sur les objets astronomiques éloignés. Les observatoires sont généralement situés loin des villes, dans des zones climatiques peu nuageuses et, si possible, sur des hauts plateaux, où la turbulence atmosphérique est négligeable et le rayonnement infrarouge absorbé par la basse atmosphère peut être étudié.
Types d'observatoires
Il existe des observatoires spécialisés qui fonctionnent selon un programme scientifique étroit : radioastronomie, stations de montagne pour l'observation du Soleil ; certains observatoires sont associés à des observations faites par des astronautes depuis des engins spatiaux et des stations orbitales.
La plupart des infrarouges et des ultraviolets, ainsi que les rayons X et gamma d'origine cosmique, sont inaccessibles aux observations depuis la surface de la Terre. Pour étudier l'Univers dans ces rayons, il est nécessaire d'emmener dans l'espace des instruments d'observation. Jusqu'à récemment, l'astronomie extra-atmosphérique n'était pas disponible. Aujourd'hui, c'est devenu une branche de la science qui se développe rapidement. Les résultats obtenus avec les télescopes spatiaux, sans la moindre exagération, ont bouleversé nombre de nos idées sur l'Univers.
Le télescope spatial moderne est un ensemble unique d'instruments développés et exploités par plusieurs pays depuis de nombreuses années. Des milliers d'astronomes du monde entier participent aux observations des observatoires orbitaux modernes.
La photo montre le projet du plus grand télescope optique infrarouge de l'Observatoire européen austral d'une hauteur de 40 m.
Le bon fonctionnement d'un observatoire spatial nécessite les efforts conjoints de divers spécialistes. Les ingénieurs spatiaux préparent le télescope pour le lancement, le mettent en orbite, surveillent l'alimentation électrique de tous les instruments et leur fonctionnement normal. Chaque objet peut être observé pendant plusieurs heures, il est donc particulièrement important de garder l'orientation du satellite en orbite autour de la Terre dans la même direction afin que l'axe du télescope reste dirigé directement vers l'objet.
observatoires infrarouges
Pour effectuer des observations infrarouges, une charge assez importante doit être envoyée dans l'espace : le télescope lui-même, des dispositifs de traitement et de transmission d'informations, un refroidisseur qui doit protéger le récepteur IR du rayonnement de fond - les quanta infrarouges émis par le télescope lui-même. Par conséquent, dans toute l'histoire des vols spatiaux, très peu de télescopes infrarouges ont fonctionné dans l'espace. Le premier observatoire infrarouge a été lancé en janvier 1983 dans le cadre du projet commun américano-européen IRAS. En novembre 1995, l'Agence spatiale européenne a lancé l'observatoire infrarouge ISO en orbite terrestre basse. Il a un télescope avec le même diamètre de miroir qu'IRAS, mais des détecteurs plus sensibles sont utilisés pour détecter les radiations. Une gamme plus large du spectre infrarouge est disponible pour les observations ISO. Actuellement, plusieurs autres projets de télescopes infrarouges spatiaux sont en cours de développement, qui seront lancés dans les années à venir.
Ne vous passez pas d'équipement infrarouge et de stations interplanétaires.
observatoires ultraviolets
Le rayonnement ultraviolet du Soleil et des étoiles est presque entièrement absorbé par la couche d'ozone de notre atmosphère, de sorte que les quanta UV ne peuvent être enregistrés que dans les couches supérieures de l'atmosphère et au-delà.
Pour la première fois, un télescope à réflexion ultraviolette avec un diamètre de miroir (SO cm) et un spectromètre ultraviolet spécial ont été lancés dans l'espace sur le satellite conjoint américano-européen Copernicus, lancé en août 1972. Des observations ont été effectuées jusqu'en 1981.
Actuellement, des travaux sont en cours en Russie pour préparer le lancement d'un nouveau télescope ultraviolet "Spektr-UV" avec un diamètre de miroir de 170 cm. observations avec des instruments au sol dans la partie ultraviolette (UV) du spectre électromagnétique : 100- 320 nm.
Le projet est dirigé par la Russie et inclus dans le programme spatial fédéral pour 2006-2015. La Russie, l'Espagne, l'Allemagne et l'Ukraine participent actuellement au projet. Le Kazakhstan et l'Inde manifestent également leur intérêt à participer au projet. L'Institut d'astronomie de l'Académie des sciences de Russie est l'organisation scientifique principale du projet. L'organisation principale de la fusée et du complexe spatial est l'OBNL nommé d'après. SA Lavotchkine.
L'instrument principal de l'observatoire est en cours de création en Russie - un télescope spatial avec un miroir primaire de 170 cm de diamètre.Le télescope sera équipé de spectrographes haute et basse résolution, d'un spectrographe à longue fente, ainsi que de caméras pour une imagerie de haute qualité dans les domaines UV et optique du spectre.
En termes de capacités, le projet VKO-UV est comparable au télescope spatial américain Hubble (HST) et le surpasse même en spectroscopie.
WSO-UV ouvrira de nouvelles opportunités pour la recherche planétaire, l'astrophysique stellaire et extragalactique et la cosmologie. Le lancement de l'observatoire est prévu pour 2016.
Observatoires à rayons X
Les rayons X nous transmettent des informations sur de puissants processus cosmiques associés à des conditions physiques extrêmes. La haute énergie des quanta X et gamma permet de les enregistrer « à la pièce », avec une indication précise du temps d'enregistrement. Les détecteurs de rayons X sont relativement faciles à fabriquer et légers. Par conséquent, ils ont été utilisés pour des observations dans la haute atmosphère et au-delà à l'aide de fusées à haute altitude avant même les premiers lancements de satellites terrestres artificiels. Des télescopes à rayons X ont été installés dans de nombreuses stations orbitales et engins spatiaux interplanétaires. Au total, une centaine de télescopes de ce type se sont trouvés dans l'espace proche de la Terre.
observatoires gamma
Le rayonnement gamma est étroitement adjacent aux rayons X, de sorte que des méthodes similaires sont utilisées pour l'enregistrer. Très souvent, les télescopes lancés sur des orbites proches de la Terre étudient simultanément les sources de rayons X et de rayons gamma. Les rayons gamma nous transmettent des informations sur les processus qui se produisent à l'intérieur des noyaux atomiques et sur les transformations des particules élémentaires dans l'espace.
Les premières observations de sources gamma cosmiques ont été classifiées. Fin des années 60 - début des années 70. Les États-Unis ont lancé quatre satellites militaires de la série Vela. L'équipement de ces satellites a été développé pour détecter les sursauts de rayons X durs et de rayonnement gamma qui se produisent lors d'explosions nucléaires. Cependant, il s'est avéré que la plupart des sursauts enregistrés ne sont pas associés à des tests militaires et que leurs sources ne sont pas situées sur Terre, mais dans l'espace. Ainsi, l'un des phénomènes les plus mystérieux de l'Univers a été découvert - les éclairs de rayons gamma, qui sont des éclairs puissants uniques de rayonnement dur. Bien que les premiers sursauts gamma cosmiques aient été enregistrés dès 1969, des informations à leur sujet n'ont été publiées que quatre ans plus tard.
